The multimessenger view of Pulsar Timing Array black holes with the Horizon-AGN simulation

Énoncé du Problème
L'origine et l'évolution des trous noirs supermassifs (MBH) restent incertaines, particulièrement en ce qui concerne leurs fusions dans l'Univers Local. Les réseaux de chronométrage de pulsars (PTA) ont récemment détecté un signal de fond d'ondes gravitationnelles (GWB) cohérent avec une superposition stochastique de binaires de trous noirs supermassifs (MBHB), mais il existe une tension persistante entre l'amplitude observée et les prédictions théoriques, qui favorisent souvent des amplitudes plus faibles. L'interprétation du spectre du GWB est compliquée par la durée finie des jeux de données et la présence potentielle de sources d'ondes continues (CW) individuellement résolvables se tenant au-dessus du fond. Les méthodes actuelles pour comparer les modèles théoriques aux données des PTA reposent souvent sur des hypothions simplifiées qui peuvent introduire des biais. Cet article vise à aborder ces questions en utilisant la simulation cosmologique Horizon-AGN pour étudier les propriétés des MBHB contribuant à la bande des PTA, générer des populations réalistes pour les prédictions du GWB et des CW, et évaluer de manière critique les méthodologies utilisées pour inférer les propriétés spectrales du GWB à partir des résidus de chronométrage.

Méthodologie
L'étude utilise la simulation cosmologique hydrodynamique Horizon-AGN, qui modélise un volume de $142 \, \text{cMpc}^3$ avec une cosmologie $\Lambda$CDM standard. Les auteurs ont construit un catalogue de fusions de MBH en suivant les identifiants (IDs) de MBH à travers la simulation et en identifiant les fusions numériques. Pour tenir compte du délai physique entre la fusion numérique (à une séparation de $\sim 4 \, \text{kpc}$) et la coalescence réelle, ils ont appliqué un pipeline de post-traitement incorporant :

1. Friction Dynamique : Calculée sur la base de la friction dynamique stellaire dans une approximation de sphère isotherme.
2. Durcissement de la Binaire (Binary Hardening) : Modélisé via le durcissement stellaire, les couples visqueux dans les disques circumbinaires, et l'émission d'ondes gravitationnelles (GW), en suivant des prescriptions établies (ex: Sesana & Khan 2015 ; Dotti et al. 2015).
3. Évolution de l'Excentricité : Suivie via la diffusion du "loss-cone", le frein visqueux et l'émission de GW, en assignant des excentricités initiales basées sur des résultats numériques antérieurs.

Pour estimer le GWB, les auteurs ont employé deux approches distinctes :

• Approche d'Ensemble Gaussien (GE) : Un calcul déterministe du spectre de la déformation caractéristique supposant une distribution continue de sources, souvent utilisé dans la littérature.
• Approche de Population : Une méthode stochastique générant 2 000 « réalisations de l'Univers » en tirant des binaires en cours d'inspiration à partir d'une distribution de Poisson basée sur le catalogue de fusion. Cela rend compte de la variance cosmique et de la nature discrète des sources.

Les auteurs ont simulé les résidus de chronométrage des PTA pour ces populations en utilisant deux méthodes :

1. Ensemble Gaussien : Conversion de la déformation caractéristique en densité spectrale de puissance (PSD) des résidus de chronométrage via une réponse de pulsar moyennée.
2. Approche de Population : Somme des contributions individuelles de la déformation de l'onde gravitationnelle du terme Terre de toutes les binaires d'une réalisation, en modélisant explicitement la durée d'observation finie ($T_{\text{obs}}$) et les effets de fuite spectrale via des fonctions sinc.

Ils ont comparé ces prédictions théoriques à des jeux de données « jouets » représentant les sensibilités actuelles de l'EPTA (25 pulsars, 10,33 ans) et futures de l'SKA (80 pulsars, 10,33 ans). Ils ont également identifié de potentiels candidats CW (sources individuelles avec un rapport signal sur bruit $S/N > 3$) et analysé leurs propriétés électromagnétiques (optique, NIR, radio, rayons X) en modélisant l'émission des AGN et les propriétés des galaxies hôtes.

Contributions Clés et Résultats

• Inférence Spectrale du GWB et Biais : L'étude souligne une mise en garde méthodologique significative lors de la comparaison des modèles théoriques aux données des PTA. L'approche standard d'Ensemble Gaussien, qui suppose une durée d'observation infinie, ne parvient pas à rendre compte de la fuite spectrale causée par une $T_{\text{obs}}$ finie. Lorsque l'approche de population est utilisée avec une analyse de PTA réaliste (incluant la marginalisation du modèle de chronométrage), le spectre du GWB inféré est biaisé vers des pentes plus faibles et des amplitudes plus élevées à $f = 1/\text{an}$ par rapport au spectre sous-jacent réel. Ce biais, piloté par la fuite spectrale provenant de sources à basse fréquence, pourrait expliquer en partie la tension entre les prédictions théoriques et les amplitudes observées par les PTA.
• Stochasticité et Comptage de Sources : À basses fréquences ($\sim 3 \, \text{nHz}$), le GWB est dominé par des centaines à des milliers de binaires, confirmant la validité de l'approximation du fond stochastique. Cependant, à des fréquences plus élevées ($\sim 10\text{--}50 \, \text{nHz}$), le nombre de sources contributrices chute significativement (à quelques dizaines), entraînant une perte de stochasticité et une augmentation de la variance cosmique. Les populations excentriques maintiennent la stochasticité à des fréquences plus élevées que les populations circulaires en raison de l'émission aux harmoniques orbitales supérieures.
• Propriétés des Sources (Fond vs. CW) :
  • Fond (Background) : Le GWB est dominé par des binaires avec des masses de chirp $M_c \sim 10^{8.5} - 10^{9.5} \, M_\odot$ à des redshifts $z \in 0.05 - 1$. Elles sont principalement hébergées dans des galaxies massives ($M_\star > 10^{11} \, M_\odot$) au sein de halos de masse $\sim 10^{13} \, M_\odot$.
  • Candidats CW : Les sources individuelles résolvables (candidats CW) ont tendance à être plus massives et situées à des redshifts plus bas ($z < 0.4$) par rapport au fond général. Elles sont principalement hébergées dans les galaxies centrales de groupes et amas massifs ($M_{\text{halo}} > 10^{13} \, M_\odot$).
• Équivalents Électromagnétiques :
  • Nature : La majorité des candidats CW apparaissent comme des noyaux actifs de galaxies (AGN) plutôt que des quasars, caractérisés par de faibles ratios d'Eddington ($f_{\text{Edd}} < 10^{-2}$).
  • Détectabilité : Dans les bandes optique et proche infrarouge (NIR), la plupart des candidats CW sont éclipsés par leurs galaxies hôtes, rendant les recherches de variabilité de courbe de lumière difficiles et biaisées vers les systèmes rares et lumineux.
  • Meilleures Longueurs d'Onde : Les bandes radio et rayons X offrent les meilleures perspectives d'identification. Pour les candidats avec $f_{\text{Edd}} > 10^{-3}$, l'émission de l'AGN peut surpasser l'hôte dans ces bandes. Même pour les systèmes à faible accrétion, des estimations optimistes suggèrent que jusqu'à 80 % (radio) et 30 % (rayons X) pourraient être détectables au-dessus de l'hôte.
• Probabilités de Détection : En supposant une base de 10 ans, la probabilité de détecter au moins un candidat CW avec $S/N > 3$ est estimée à 4 % pour les sensibilités de type EPTA et à 20 % pour les sensibilités de type SKA.

Signification
L'article affirme que sa principale signification réside dans la fourniture d'un cadre multi-messager unifié pour comprendre le signal des PTA à l'aide d'une simulation cosmologique de pointe. Crucialement, il remet en question la méthodologie standard de comparaison des modèles de GWB théoriques avec les données d'observation. En démontrant que la durée d'observation finie et la fuite spectrale peuvent artificiellement gonfler l'amplitude du GWB inféré et aplatir la pente spectrale, les auteurs suggèrent que la tension apparente entre les modèles astrophysiques et les observations des PTA peut être partiellement un artefact des techniques d'analyse plutôt qu'un échec de l'astrophysique sous-jacente. De plus, l'étude fournit des orientations spécifiques pour le suivi électromagnétique, suggérant que les recherches devraient prioriser les bandes radio et rayons X et se concentrer sur les groupes et amas de galaxies massives, plutôt que de se fier uniquement à la variabilité optique des systèmes de type quasar.