Imagen destacada: Recreación artística de los láseres conectando las tres naves espaciales que formarán el interferómetro espacial LISA. Crédito: NASA/JPL-Caltech/NASAEA/ESA/CXC/STScl/GSFCSVS/S.Barke (CC BY 4.0).
Título del artículo científico: Properties and merger signatures of galaxies hosting LISA coalescing massive black hole binaries
Autores: David Izquierdo-Villalba, Monica Colpi, Marta Volonteri, Daniele Spinoso, Silvia Bonoli, Alberto Sesana
Institución del primer autor: Università degli Studi di Milano-Bicocca, Piazza della Scienza, Milán, Italia
Estado: Enviado a Astronomy and Astrophysics
Astrobite original: Can we identify the host galaxies of LISA sources? escrito por William Lamb.
La Antena Espacial de Interferómetro Laser (LISA, por sus siglas en inglés) es la misión largamente esperada para detectar ondas gravitacionales con frecuencias entre 0.1 y 100 mHz, entre las ventanas de frecuencia de los pulsar timing arrays y LIGO/Virgo/KAGRA. Se espera que hayan muchas fuentes de ondas gravitacionales en esta banda de frecuencias a las que LISA será sensible: enanas blancas binarias, inspirales con proporciones de masa extremas, y binarias de agujeros negros masivos (MBHBs, por sus siglas en inglés).
Los agujeros negros masivos (MBHs, por sus siglas en inglés) se encuentran en los centros de casi todas las galaxias, y tienen masas mayores que 10⁵ masas solares. Los orígenes y crecimiento de MBHs están fuertemente correlacionados con las propiedades de sus galaxias anfitrionas, lo que sugiere que evolucionaron juntos. El consenso científico actual dice que las galaxias crecen jerárquicamente (fusionándose unas con otras y también acumulando gas intergaláctico). Si las galaxias se fusionan, las MBHBs deben existir. Conforme las MBHBs hacen inspirales (N. del T.: el término se refiere a trayectorias en espiral con movimiento desde la periferia hacia el centro) y eventualmente se fusionan, emiten ondas gravitacionales, de hecho se espera que sean una de las señales más fuertes que pueda detectar LISA. Teóricamente, LISA será capaz de localizar fuentes de ondas gravitacionales con una precisión de menos de un grado cuadrado en el cielo, por lo que potencialmente podríamos observar la coalescencia de los MBHs con telescopios de radiación electromagnética tradicionales, mientras que al mismo tiempo “escuchamos” también sus ondas gravitacionales radiadas. Esto sería el culmen de la astronomía multimensajero, ya que aprenderíamos muchísimo sobre la evolución de nuestro cosmos.
Onda gravitacional, ¿dónde estás?
Si podremos o no atribuir una galaxia anfitriona a una fuente de ondas gravitacionales detectada con LISA, es una pregunta abierta. Hay miles de galaxias observables dentro de un solo grado cuadrado del cielo que podrían hospedar una fuente de ondas gravitacionales. Dada la limitada precisión, ¿podremos usar otras observaciones para ayudar a atribuir una galaxia anfitriona a una MBHB? Esto es lo que este trabajo pretende descubrir.
Para determinar las propiedades más probables de las MBHBs que LISA será capaz de detectar y resolver, el equipo de investigación generó un cono de luz simulado, una imitación del Universo que contiene solamente las galaxias que un observador podría esperar observar hasta el final de la simulación. El cono de luz se genera juntando la astrofísica de galaxias con árboles de fusiones obtenidos de simulaciones de materia oscura. En resumen, dos halos de materia oscura se fusionan en una simulación, lo que se atribuye a una fusión de galaxias. Con esta simulación, podemos predecir lo que LISA podría ser capaz de detectar . Luego definen un número de fuentes de MBHBs que LISA podría detectar como binarias con una masa total de 10⁴ a 10⁷ masas solares, y una razón de masas (la fracción de masa en el MBH más ligero comparada con la del más pesado) de 0.1 o mayor, que coalescerán en menos de 1 Myr (un millón de años). Este corte de MBHBs representa menos del 1% de todos los MBHs dentro de este rango de masas. Llamaremos a estas fuentes “MBHBs de LISA”.
Figura 1: Izquierda: magnitud en banda r como función del corrimiento al rojo z para diferentes rangos de masa de galaxias anfitrionas de fuentes de LISA (rojo) y de MBHs aislados (azul). Cualquier cosa debajo de las líneas a trazos es observable por el telescopio indicado. Derecha: la fracción de galaxias anfitrionas de fuentes de LISA (rojo) y MBHs aislados (azul) que puede ser observada por SDSS (a trazos) y LSST (sólida). Las dos poblaciones tienen apariencias similares. Crédito: figura 9 en el artículo.
Se investigaron las propiedades de las galaxias anfitrionas de MBHBs de LISA, y se encontró que es más probable encontrarlas en galaxias enanas con formación estelar, ricas en gas y dominadas por discos (masas estelares de 10⁸ a 10⁹ masas solares). Estas propiedades son similares a galaxias que contienen un único MBH, lo que hace que las galaxias de LISA que contienen MBHBs sean difíciles de distinguir de cualquier otra galaxia con un único MBH. Esto puede verse en la figura 1, que compara magnitudes en la banda r (léase brillo) de las galaxias anfitrionas como función del desplazamiento al rojo (z, léase distancia) y del intervalo de masa, a la izquierda, y de la fracción de galaxias anfitrionas en cada población que pudiera ser detectada por los telescopios SDSS y el inminente LSST a la derecha.
Se encuentra que las galaxias anfitrionas de MBHBs de LISA son ópticamente muy débiles, con una magnitud en banda r mayor que 20, y que el 80% de ellas no serán observables por SDSS, correspondiendo a z < 0.5. LSST mejorará esto, extendiendo el horizonte de búsqueda hasta z~2, y teniendo la capacidad de observar el 50% de las galaxias anfitrionas de SMBHs de LISA. Los pronósticos son solo un poquito mejores para galaxias que hospedan un único MBH. La mediana del brillo de las galaxias anfitrionas, así como la incertidumbre en la medición, son similares entre ambas poblaciones para cada intervalo de masas y para los diferentes desplazamientos al rojo. Por tanto, será extremadamente difícil distinguir entre las galaxias anfitrionas de MBHBs de LISA y una galaxias que hospeden un único MBH.
Fusionadas e identificadas
En lugar de usar observaciones de galaxias, el equipo intentó usar indicadores de fusiones como trazadores de los MBHBs de LISA. Estos indicadores son características visuales de las galaxias que sugieren que se han fusionado recientemente, tales como colas de marea, puentes, corrientes, y estructuras de cascarón. Estas estructuras pueden sobrevivir hasta dos mil millones de años tras la fusión. La figura 2 muestra un mapa del cielo de una de las fuentes LISA simuladas a z ~ 2. La fuente se indica con una estrella, mientras que los puntos a su alrededor muestran las galaxias de baja masa con (azul, rojo) y sin (gris) indicadores de fusión dentro de 7 Mpc (megaparsecs) de la fuente de ondas gravitacionales.
Figura 2: Mapa del cielo de una MBHB de LISA (símbolo de estrella) rodeada por galaxias enanas. Los puntos rojos y azules son galaxias recientemente fusionadas, mientras que los puntos grises son galaxias sin fusionar o galaxias que no han tenido fusiones recientes. Hay montones de puntos rojos y azules cercanos a la fuente, lo que haría muy desafiante el atribuir la fuente de ondas gravitacionales a la galaxia anfitriona correcta. Crédito: figura 13 en el artículo.
¡El ambiente que rodea a la MBHB de LISA contiene galaxias enanas recientemente fusionadas! El 60 % de estas galaxias muestran alguna característica de fusión, haciendo la identificación de la fuente de LISA casi imposible. Para empeorar las cosas, al estar en tal ambiente dinámico, la galaxia anfitriona de la MBHB de LISA probablemente haya sido sometida a muchas fusiones. Debido a la larga vida de la MBHB, los indicadores de fusión de la galaxia anfitriona probablemente tengan poca correlación con una característica producida por la fusión que creó la MBHB en primer lugar…
Por tanto, el trabajo concluye que las propiedades y los indicadores de fusión de las anfitrionas de fuentes de LISA serán unos pobres trazadores para su identificación. Será requerida una aproximación diferente. Bueno, al menos la comunidad astronómica aun tiene otros catorce años para pensar en una solución (N. del T.: hasta que LISA empiece a operar).
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