Uma estrela de nêutrons quase perfeitamente redonda poderia esconder minúsculas «montanhas» capazes de emitir continuamente ondas gravitacionais.
Uma estrela de nêutrons é o remanescente extremamente denso de algumas estrelas após sua explosão. Uma massa comparável à do Sol fica comprimida em uma esfera de algumas dezenas de quilômetros. Apesar do nome, as «montanhas» estudadas aqui não se parecem em absoluto com relevos terrestres.
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A ideia diz respeito sobretudo ao interior do astro. Parte da matéria pode formar um superfluido, isto é, um líquido que flui sem a resistência habitual. Esse fluido contém vórtices microscópicos ligados à rotação da estrela. Alguns podem permanecer presos à crosta sólida.
Quando o superfluido e a crosta não giram exatamente à mesma velocidade, surge uma força sobre esses vórtices. Ela recebe o nome de força de Magnus, ou efeito Magnus. Os pesquisadores calcularam que ela poderia exercer uma pressão desigual sobre a crosta e deformar muito ligeiramente a distribuição da massa da estrela.
Essa deformação é importante porque uma estrela que gira sem ser perfeitamente simétrica pode produzir ondas gravitacionais. Essas ondulações do espaço-tempo seriam emitidas continuamente, ao contrário dos sinais breves provenientes, por exemplo, da colisão de duas estrelas de nêutrons.
Efeito Magnus sobre um cilindro em um túnel de vento com fumaça.
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O modelo utilizado continua sendo deliberadamente simplificado. Os pesquisadores representam a estrela como um cilindro infinitamente longo que compreende uma região fluida, uma fina camada externa e uma crosta. Essa geometria não reproduz um astro real, mas permite isolar o efeito físico estudado e estimar sua possível magnitude.
Os cálculos indicam que a força poderia produzir deformações suficientemente importantes para serem detectadas pelos detectores atuais e futuros. Seu tamanho real, no entanto, seria limitado por dois fatores: a resistência da crosta e a força com que os vórtices permanecem presos a ela.
A próxima etapa consiste em abandonar a geometria cilíndrica em favor de modelos estelares mais realistas. Será necessário calcular a forma de uma estrela inteira e representar melhor sua crosta, bem como a fixação dos vórtices, antes de estimar um sinal diretamente comparável às observações.