Modelling DSA, FAST and CRAFT surveys in a z-DM analysis and constraining a minimum FRB energy

Résumé technique : Modélisation des relevés DSA, FAST et CRAFT dans une analyse z-DM et contrainte d'une énergie minimale des FRB

Énoncé du problème
La science des sursauts radio rapides (FRB) vise à élucider l'origine de ces sursauts et à les utiliser pour des études cosmologiques, notamment en traçant la distribution des baryons ionisés et en contraignant la constante de Hubble ($H_0$). Les analyses précédentes utilisant le cadre $z$–DM (redshift–mesure de dispersion), telles que celles de James, Ghosh et al. (2022) et Baptista et al. (2023), ont modélisé avec succès les biais instrumentaux et ajusté les paramètres de population en utilisant des données des relevés Parkes et ASKAP (CRAFT). Cependant, ces études étaient limitées par des statistiques de petits nombres et l'exclusion de relevés plus récents et hautement sensibles tels que le Deep Synoptic Array (DSA) et le télescope radio sphérique à ouverture de cinq cents mètres (FAST). De plus, les modèles précédents traitaient souvent les contributions galactiques à la mesure de dispersion (DM) comme des valeurs fixes, risquant ainsi de surestimer la précision des paramètres cosmologiques et de population dérivés.

Méthodologie
Ce travail étend le code $z$DM pour intégrer des données de 119 FRB, dont 29 avec des redshifts associés, en modélisant les biais observationnels des relevés DSA et FAST parallèlement aux données CRAFT/ICS mises à jour.

• Modélisation des relevés :
  • FAST : Modélisé comme un télescope à bol sphérique unique avec un récepteur à 19 faisceaux. Le diagramme de rayonnement a été approximé à l'aide de 19 faisceaux gaussiens dont les largeurs de demi-puissance (HPBW) ont été dérivées de Jiang et al. (2020). L'analyse a inclus 9 FRB non localisés détectés dans le relevé radio astronomique commensal FAST (CRAFTS) et l'instantané des pulsars du plan galactique (GPPS).
  • DSA : Modélisé à l'aide de données de mise en service de DSA-110. Le diagramme de rayonnement a été approximé comme un seul gaussien avec une largeur à mi-hauteur (FWHM) de $2,6^\circ$. Pour éviter un biais de détection contre les FRB à haut redshift (qui apparaissent dans des galaxies hôtes plus faibles), les redshifts n'ont été utilisés que pour les FRB dont la DM extragalactique ($DMEG$) était inférieure à un seuil ($183 \text{ pc cm}^{-3}$), assurant ainsi un échantillon complet d'hôtes localisés.
  • CRAFT : Inclusion de FRB supplémentaires détectés jusqu'à la fin de 2023, à l'exception du FRB 20171216A dont le rapport signal sur bruit (SNR) est tombé en dessous du seuil mis à jour.
• Améliorations statistiques :
  • Incertitude sur la DM galactique : Contrairement aux études précédentes qui utilisaient des valeurs fixes pour le milieu interstellaire ($DM_{ISM}$) et le halo de la Voie lactée ($DM_{halo}$), ce travail modélise $DM_{MW}$ comme une distribution de probabilité. $DM_{ISM}$ est modélisé comme une distribution normale tronquée basée sur le modèle NE2001 avec un écart-type de 50 %, et $DM_{halo}$ est modélisé comme une distribution normale avec une moyenne de $50 \text{ pc cm}^{-3}$ et $\sigma = 15 \text{ pc cm}^{-3}$.
  • Implémentation MCMC : En raison de la charge de calcul accrue due aux relevés et paramètres supplémentaires, l'analyse est passée d'un calcul de vraisemblance basé sur une grille à un échantillonneur de Monte Carlo par chaîne de Markov (MCMC) (EMCEE) exécuté sur le superordinateur OzSTAR.
  • Paramètre libre $E_{min}$ : Une coupure dure pour l'énergie minimale des FRB ($E_{min}$) a été introduite comme paramètre libre, permettant à l'analyse de sonner le retournement de faible luminosité de la fonction de luminosité.

Résultats clés

• Contrainte sur l'énergie minimale : L'analyse aboutit à une contrainte sur l'énergie minimale des FRB de $\log E_{min} (\text{erg}) = 39,47^{+0,54}_{-1,28}$. Cette valeur est significativement plus élevée que les énergies détectées dans les répéteurs puissants (par exemple, FRB 20121102A et FRB 20201124A), qui sont souvent observés jusqu'à $\sim 10^{37}$ erg.
• Paramètres de population : L'indice spectral $\alpha$ privilégie une valeur plate de $0,11^{+0,66}_{-0,60}$, différant de la pente négative préférée dans les analyses précédentes basées uniquement sur ASKAP. Cependant, lorsque $H_0$ est autorisé à varier librement, la préférence revient à une pente négative ($\alpha \approx -0,92$).
• Propagation des incertitudes : L'inclusion de l'incertitude sur $DM_{MW}$ conduit à des incertitudes plus grandes sur les paramètres de modèle dérivés par rapport aux estimations précédentes, malgré l'augmentation de la taille de l'ensemble de données.
• Prévisions pour les détections futures :
  • FAST : Prédit de détecter 25–41 % de ses FRB à $z \gtrsim 2$ et 6–20 % à $z \gtrsim 3$. La distribution atteint un pic à $z \approx 1$, avec 73–77 % des détections au-delà de $z \gtrsim 1$.
  • DSA : Prédit de détecter 2–12 % des FRB à $z \gtrsim 1$.
  • Limites des relevés : La DM de recherche maximale actuelle pour FAST (3700–5000 $\text{ pc cm}^{-3}$) est prédite pour manquer 7–18 % des détections possibles, tandis que la limite de DSA de $1500 \text{ pc cm}^{-3}$ est prédite pour manquer 3–8 %.

Signification et affirmations
Les auteurs affirment que ce travail fournit la première contrainte sur $E_{min}$ dérivée d'une analyse $z$–DM. La valeur élevée de $E_{min}$ suggère deux possibilités :

1. Il existe un retournement de faible énergie (aplanissement) dans la fonction de luminosité de la population générale des FRB, ce qui signifie que les relevés ne sont pas assez sensibles pour détecter la queue de faible énergie.
2. Les répéteurs puissants possèdent une fonction de luminosité fondamentalement différente par rapport aux détections d'impulsions uniques (ou aux impulsions uniques apparentes).

L'article souligne que, bien que les nouvelles données élargissent l'espace des paramètres accessibles vers des redshifts plus élevés, l'incapacité à localiser de manière robuste les FRB à haut $z$ avec FAST limite actuellement la capacité d'obtenir des redshifts associés. Par conséquent, les auteurs déclarent que des mesures précises de $DM_{ISM}$ seront cruciales pour les futures contraintes sur les paramètres cosmologiques tels que $H_0$. Ce travail sert de raffinement méthodologique, démontrant que l'intégration des incertitudes sur les contributions galactiques est nécessaire pour éviter de fausser artificiellement le pouvoir de contrainte des FRB à faible DM.