LISA's view of the Galactic Halo: forecasts for the Galactic double white dwarf population using Gaia data

Resumen Técnico: La visión de LISA de la Halo Galáctico: pronósticos para la población de dobles enanas blancas galácticas utilizando datos de Gaia

Planteamiento del Problema
El Laser Interferometer Space Antenna (LISA), programado para su lanzamiento en la década de 2030, detectará ondas gravitacionales (GW, por sus siglas en inglés) en el rango de frecuencia de $10^{-4}$ a $10^{-1}$ Hz. La población de fuentes dominante en esta banda consiste en dobles enanas blancas (DWD) cercanas dentro de la Vía Láctea. Un subconjunto de estas ($\mathcal{O}(10^4)$) será resuelto como binarias individuales, mientras que la mayoría formará un primer plano (foreground) no resuelto. Los estudios previos de síntesis de poblaciones que pronostican la población de DWD para LISA se han basado principalmente en modelos galácticos clásicos que tratan el halo estelar como un componente único y extremadamente pobre en metales. Sin embargo, los datos astrométricos recientes de Gaia han revelado un componente triaxial y acrecionado del halo galáctico conocido como Gaia-Sausage-Enceladus (GSE). Este componente contiene estrellas que son más ricas en metales y más jóvenes que la población del halo in situ tradicional. El problema abordado en este trabajo es cómo la incorporación de estas poblaciones estelares empíricamente motivadas, más ricas en metales y más jóvenes (específicamente el GSE y un disco grueso actualizado) altera las propiedades predichas, la distribución espacial y la detectabilidad de la población de DWD para LISA.

Metodología
Los autores simulan una población realista de DWD galácticas actuales utilizando dos modelos distintos de Historia de Formación Estelar (SFH):

1. Modelo Fiduciario: Un modelo clásico basado en pronósticos previos de síntesis de poblaciones (por ejemplo, McMillan 2011; Robin et al. 2003; Ruiter et al. 2009). Asume un halo único, extremadamente pobre en metales ($[Fe/H] = -2.3$), formado hace 14 Gyr, y un disco grueso formado hace 11 Gyr con baja metalicidad.
2. Modelo Empírico: Un modelo que incorpora los hallazgos recientes de Gaia. Divide el halo en dos componentes: el GSE acrecionado (42% de la masa del halo, $[Fe/H] = -1.2$, edad $\sim$10 Gyr) y el halo in situ (58% de la masa del halo, $[Fe/H] = -0.54$, edad 14 Gyr). El disco grueso también se actualiza a una población de "alto-$\alpha$" con $[Fe/H] = -0.54$.

El flujo de trabajo de la simulación procede de la siguiente manera:

• Evolución Binaria: Los autores utilizan la suite de síntesis de población binaria COSMIC para generar poblaciones de DWD a través de una rejilla de metallicidades. Consideran cuatro tipos de DWD: HeHe, HeCO, COCO y ONeX.
• Eficiencia de Formación: Calculan la eficiencia de formación ($\eta_{form}$) de DWDs por unidad de masa estelar para cada componente, escalando las poblaciones simuladas a la masa total de cada componente galáctico (disco delgado, bulbo, disco grueso, halo).
• Construcción de la Población: Las DWDs se muestrean de acuerdo con la SFH de sus respectivos componentes. Los sistemas se filtran para asegurar que hayan evolucionado hacia DWDs para el día de hoy y que no se hayan fusionado o llenado sus lazos de Roche.
• Cálculo de la Señal de GW: Se utiliza el código LEGWORK para evolucionar las órbitas mediante la emisión de GW (siguiendo a Peters 1964) y calcular la Relación Señal-Ruido (SNR) para una observación de 4 años. Las fuentes con SNR $> 7$ se consideran resueltas.

Resultados Clave

• Eficiencia de Formación y Conteos de Población: El modelo empírico, caracterizado por una mayor metalicidad en el halo y el disco grueso, resulta en una eficiencia de formación de DWDs globalmente menor, particularmente para las binarias que albergan Helio. En consecuencia, el número total de DWDs desprendidas en el modelo empírico disminuye aproximadamente en $4.7 \times 10^7$ en comparación con el modelo fiduciario. La reducción es más pronunciada en el disco grueso y en el componente GSE.
• Primer Plano (Foreground) de LISA: A pesar de los cambios en la población estelar subyacente, los autores encuentran que la fuerza y la forma del primer plano de ondas gravitacionales no resuelto permanecen cualitativamente sin cambios. El primer plano irreducible es casi indistinguible entre los dos modelos.
• Estadísticas de la Población Resuelta: El número total de fuentes resueltas disminuye en menos del 5% en el modelo empírico. Sin embargo, la composición y distribución de estas fuentes cambian significativamente:
  • Disco Grueso: El disco grueso empírico muestra un aumento de las DWD COCO resueltas con masas de chirp entre 0.6 y 0.8 $M_\odot$. Estos sistemas se forman a frecuencias más altas debido a que los progenitores con mayor metalicidad experimentan la evolución de envolvente común (CE) de manera distinta a sus contrapartes de baja metalicidad.
  • Halo: La inclusión del componente GSE, más joven, reduce la población de DWD COCO y ONeX en el halo. Específicamente, el modelo empírico predice una ausencia casi total de DWD ONeX resueltas en el halo, ya que la mayor metalicidad inhibe su formación mediante vientos impulsados por líneas de absorción mejorados y separaciones iniciales más amplias.
  • Distribución Espacial: Las DWDs resueltas en el modelo empírico se extienden hasta distancias de $\sim$40 kpc, impulsadas por el componente triaxial del GSE. Se predice que las DWDs más allá de $\sim$30 kpc son predominantemente binarias que albergan Helio con bajas masas de chirp.
  • Morfología: La distribución espacial 3D de las fuentes resueltas en el modelo empírico parece más prolata y menos concentrada hacia el centro galáctico en comparación con el halo fiduciario esférico, reflejando la naturaleza triaxial del GSE.

Significancia y Reivindicaciones
El artículo afirma que, si bien la inclusión de los parámetros del GSE y del disco grueso actualizado no altera significativamente el primer plano total de GW ni el conteo total de fuentes resueltas, modifica fundamentalmente las propiedades observables de la población de DWD resuelta. Específicamente, los autores predicen que:

1. Dependencia de la Metalicidad: Una mayor metalicidad en el disco grueso y el halo conduce a un desplazamiento en la distribución de la masa de chirp de las binarias COCO resueltas y a una supresión de las binarias ONeX en el halo.
2. Estructura del Halo: Las DWDs resueltas por LISA pueden servir como trazadores de la estructura del halo galáctico. La triaxialidad del GSE está impresa en las posiciones 3D de las DWDs resueltas, particularmente aquellas a distancias $>30$ kpc, que se predice estarán dominadas por el componente GSE.
3. Pronósticos Futuros: El estudio sugiere que refinar los modelos de la historia de formación galáctica utilizando datos de Gaia es esencial para pronósticos precisos de las subpoblaciones específicas que LISA resolverá, incluso si las estadísticas globales del primer plano siguen siendo robustas.

Los autores concluyen que las observaciones futuras se beneficiarán de estos modelos actualizados para interpretar mejor las poblaciones de origen estelar que LISA detectará, particularmente en relación con la historia espacial y química del halo de la Vía Láctea.