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

Resumo Técnico: A visão da LISA sobre o Halo Galáctico: previsões para a população de duplas anãs brancas da Galáxia usando dados do Gaia

Problema
O Laser Interferometer Space Antenna (LISA), programado para lançamento na década de 2030, detectará ondas gravitacionais (GWs) na faixa de frequência de $10^{-4}$ a $10^{-1}$ Hz. A população de fontes dominante nesta banda consiste em duplas anãs brancas (DWDs) próximas dentro da Via Láctea. Um subconjunto destas ($\mathcal{O}(10^4)$) será resolvido como binárias individuais, enquanto a maioria formará um primeiro plano (foreground) não resolvido. Estudos anteriores de síntese de população que preveem a população de DWDs para o LISA basearam-se amplamente em modelos galácticos clássicos que tratam o halo estelar como um componente único e extremamente pobre em metais. No entanto, dados astrométricos recentes do Gaia revelaram um componente triaxial e acrético do halo galáctico conhecido como Gaia-Sausage-Enceladus (GSE). Este componente contém estrelas que são mais ricas em metais e mais jovens do que a população tradicional do halo in-situ. O problema abordado neste trabalho é como a incorporação dessas populações estelares empiricamente motivadas, ricas em metais e mais jovens (especificamente o GSE e um disco espesso atualizado) altera as propriedades previstas, a distribuição espacial e a detectabilidade da população de DWDs para o LISA.

Metodologia
Os autores simulam uma população realista de DWDs da Galáxia atual usando dois modelos distintos de História de Formação Estelar (SFH):

1. Modelo Fiduciário: Um modelo clássico baseado em previsões anteriores de síntese de população (ex: McMillan 2011; Robin et al. 2003; Ruiter et al. 2009). Ele assume um halo único, extremamente pobre em metais ($[Fe/H] = -2.3$), formado há 14 Gyr, com um disco espesso formado há 11 Gyr com baixa metalicidade.
2. Modelo Empírico: Um modelo que incorpora as descobertas recentes do Gaia. Ele divide o halo em dois componentes: o GSE acrético (42% da massa do halo, $[Fe/H] = -1.2$, idade $\sim$10 Gyr) e o halo in-situ (58% da massa do halo, $[Fe/H] = -0.54$, idade 14 Gyr). O disco espesso também é atualizado para uma população de "alto-$\alpha$" com $[Fe/H] = -0.54$.

O pipeline de simulação procede da seguinte forma:

• Evolução Binária: Os autores utilizam a suíte de síntese de população binária COSMIC para gerar populações de DWDs através de uma grade de metalicidades. Eles consideram quatro tipos de DWD: HeHe, HeCO, COCO e ONeX.
• Eficiência de Formação: Eles calculam a eficiência de formação ($\eta_{form}$) de DWDs por unidade de massa estelar para cada componente, escalando as populações simuladas para a massa total de cada componente galáctico (disco fino, bojo, disco espesso, halo).
• Construção da População: As DWDs são amostradas de acordo com a SFH de seus respectivos componentes. Sistemas são filtrados para garantir que evoluíram para DWDs até o presente dia e não fundiram ou preencheram seus lobos de Roche.
• Cálculo do Sinal de GW: O código LEGWORK é usado para evoluir as órbitas via emissão de GW (seguindo Peters 1964) e calcular a Razão Sinal-Ruído (SNR) para uma observação de 4 anos. Fontes com SNR $> 7$ são consideradas resolvidas.

Resultados Principais

• Eficiência de Formação e Contagens de População: O modelo empírico, caracterizado por maiores metalicidades no disco espesso e no halo, resulta em uma eficiência de formação de DWDs globalmente menor, particularmente para binárias que abrigam He. Consequentemente, o número total de DWDs destacadas no modelo empírico diminui em aproximadamente $4.7 \times 10^7$ em comparação ao modelo fiduciário. A redução é mais pronunciada no disco espesso e no componente GSE.
• Foreground de LISA: Apesar das mudanças na população estelar subjacente, os autores descobrem que a força e a forma do primeiro plano de ondas gravitacionais não resolvido permanecem qualitativamente inalteradas. O foreground irredutível é quase indistinguível entre os dois modelos.
• Estatísticas da População Resolvida: O número total de fontes resolvidas diminui em menos de 5% no modelo empírico. No entanto, a composição e a distribuição destas fontes mudam significativamente:
  • Disco Espesso: O disco espesso empírico mostra um aumento de DWDs COCO resolvidas com massas de chirp entre 0.6 e 0.8 $M_\odot$. Estes sistemas se formam em frequências mais altas devido aos progenitores de maior metalicidade que passam pela evolução de envelope comum (CE) de forma diferente de seus contrapartes de baixa metalicidade.
  • Halo: A inclusão do componente GSE mais jovem reduz a população de DWDs COCO e ONeX no halo. Especificamente, o modelo empírico prevê uma ausência quase total de DWDs ONeX resolvidas no halo, pois a maior metalicidade inibe sua formação através de ventos impulsionados por linhas de absorção intensificados e separações iniciais mais largas.
  • Distribuição Espacial: As DWDs resolvidas no modelo empírico estendem-se até distâncias de $\sim$40 kpc, impulsionadas pelo componente triaxial do GSE. As DWDs além de $\sim$30 kpc são previstas como sendo predominantemente binárias que abrigam He com baixas massas de chirp.
  • Morfologia: A distribuição espacial 3D das fontes resolvidas no modelo empírico parece mais prolata e menos concentrada em direção ao centro galáctico do que o halo esférico fiduciário, refletindo a natureza triaxial do GSE.

Significância e Alegações
O artigo alega que, embora a inclusão dos parâmetros do GSE e do disco espesso atualizado não altere significativamente o total do own de ondas gravitacionais ou a contagem total de fontes resolvidas, ela modifica fundamentalmente as propriedades observáveis da população de DWD resolvida. Especificamente, os autores preveem que:

1. Dependência de Metalicidade: A maior metalicidade no disco espesso e no halo leva a um deslocamento na distribuição de massa de chirp de binárias COCO e à supressão de binárias ONeX no halo.
2. Estrutura do Halo: As fontes resolvidas pelo LISA podem servir como traçadores da estrutura do halo galáctico. A triaxialidade do GSE está impressa nas posições 3D das DWDs resolvidas, particularmente aquelas em distâncias $>30$ kpc, que são previstas como sendo dominadas pelo componente GSE.
3. Previsões Futuras: O estudo sugere que refinar os modelos de história de formação galáctica usando dados do Gaia é essencial para previsões precisas das subpopulações específicas que o LISA resolverá, mesmo que as estatísticas globais do foreground permaneçam robustas.

Os autores concluem que observações futuras se beneficiarão desses modelos atualizados para melhor interpretar as populações de origem estelar que o LISA detectará, particularmente no que diz respeito à história espacial e química do halo da Via Láctea.