Investigadores han calculado la contribución octupolar de paridad par (U₃) a la forma de onda gravitacional emitida durante la dispersión de dos masas. Este trabajo extiende estudios previos centrados en la parte cuadrupolar de paridad par, proporcionando una descripción más completa de la radiación gravitacional en escenarios de dispersión. La forma de onda gravitacional (W) se define en términos del tensor de perturbación métrica hᵢⱼ, y este cálculo específico aborda las contribuciones de orden superior que son cruciales para la precisión de los modelos de ondas gravitacionales.

El cálculo se realizó dentro del formalismo Multipolar Post-Minkowskiano (MPM), utilizando una representación cuasi-Kepleriana de movimiento hiperbólico que incorpora la reacción de la radiación con una precisión de 3.5 Post-Newtoniana (PN). Esta aproximación permite describir el movimiento de los cuerpos bajo la influencia de la emisión de ondas gravitacionales. La evaluación explícita de U₃ se llevó a cabo en el dominio de la frecuencia, hasta el nivel de dos bucles, lo que corresponde a contribuciones de orden O(G⁴) al tensor hᵢⱼ y O(G³) a U₃.

Una confirmación parcial crucial de este resultado se obtuvo al comparar la truncación de un bucle de la forma de onda MPM en el dominio de la frecuencia con resultados existentes de la Teoría de Campos Efectiva (EFT). La concordancia se logró al tener en cuenta la misma diferencia (a nivel de 2.5PN) en las definiciones de los orígenes del centro de masas entre ambos formalismos, una discrepancia ya identificada en comparaciones cuadrupolares anteriores. Este acuerdo entre métodos independientes refuerza la validez del nuevo cálculo.

Estos cálculos detallados son fundamentales para mejorar la precisión de los modelos teóricos de ondas gravitacionales, que a su vez son esenciales para la interpretación de las observaciones realizadas por detectores como LIGO y Virgo. Una comprensión más precisa de las formas de onda gravitacionales permite extraer información más detallada sobre las fuentes astrofísicas, como agujeros negros y estrellas de neutrones, y poner a prueba la relatividad general en regímenes de campo fuerte.