Prospects of resolving and localising individual supermassive black hole binaries with pulsar timing arrays: the host ranking challenge

Résumé technique : Perspectives de résolution et de localisation des binaires de trous noirs supermassifs individuelles par les réseaux de timing de pulsars

Énoncé du problème
Les réseaux de timing de pulsars (PTA) ont récemment détecté un fond stochastique d'ondes gravitationnelles (OG), provenant probablement d'une population de binaires de trous noirs supermassifs (SMBH). La prochaine étape majeure est la résolution de binaires individuelles au sein de ce fond, ce qui permettrait une astronomie multi-messagers. Cependant, un défi de taille réside dans la capacité limitée de localisation céleste des PTA. La zone de localisation de crédibilité à 90 % ($A_{90}$) pour la première binaire individuellement résolue devrait s'étendre sur des centaines de degrés carrés, pouvant contenir des centaines de milliers de galaxies hôtes candidates. De plus, les catalogues de galaxies électromagnétiques (EM) existants sont incomplets dans les régions de forte contamination stellaire ou de poussière (par exemple, le plan galactique), créant des hôtes candidats « manquants ». Il n'existe actuellement aucune méthode standardisée pour classer efficacement ces vastes nombres de candidats sur la base des posteriors GW et des propriétés EM afin de prioriser les observations de suivi.

Méthodologie
Les auteurs simulent des populations réalistes de binaires de SMBH cohérentes avec le fond d'ondes gravitationnelles mesuré par l'ensemble de données de 15 ans de NANOGrav (NG15) en utilisant le logiciel holodeck. Ils génèrent 1 000 réalisations de populations de binaires et sélectionnent la binaire la plus forte de chaque population, qui est détectable dans les futures configurations de PTA mais indétectable dans NG15.

Trois configurations de PTA sont simulées pour représenter la sensibilité future :

• IPTA_20 : Une ligne de base de 20 ans avec 116 pulsars (similaire à la prochaine publication des données 3 de l'IPTA).
• IPTA_25 (Fiduciaire) : Une ligne de base de 25 ans avec 158 pulsars (ajoutant 42 nouveaux pulsars à l'IPTA_20).
• IPTA_30 : Une ligne de base de 30 ans avec 200 pulsars.

Les auteurs injectent les binaires sélectionnées dans des données de timing simulées contenant un fond stochastique d'ondes gravitationnelles et utilisent le pipeline QuickCW pour contraindre les paramètres de la binaire (position céleste, masse de chirp, amplitude, fréquence). Ils définissent les sources « localisables » comme celles ayant un rapport signal sur bruit (S/N) $\ge 8$, un seuil typiquement requis pour des positions célestes bien contraintes.

Pour identifier les hôtes, les auteurs croisent les cartes de localisation $A_{90}$ résultantes avec deux catalogues EM complets sur l'ensemble du ciel :

1. Catalogue ETG : Contient environ 19,4 millions de galaxies de type précoce (ETG) quiescentes avec des redshifts photométriques et des masses stellaires (dérivées de 2MPZ et WISExSCOS).
2. Catalogue AGN : Contient environ 4,5 millions de candidats Noyaux Actifs de Galaxie (AGN) (catalogue R90 de Assef et al. 2018) avec des magnitudes apparentes dans la bande W1.

Un système de classement des hôtes est développé pour attribuer un score ($H$) à chaque galaxie candidate. Le score est le produit de la probabilité de position céleste ($p_{sky}$) et de la probabilité que les propriétés EM de la galaxie correspondent aux posteriors GW ($p_{cat}$).

• Pour les ETG, $p_{cat}$ est dérivée du redshift de la galaxie (converti en distance de luminosité) et de sa masse de SMBH estimée (dérivée de la masse stellaire via des relations d'échelle).
• Pour les AGN, $p_{cat}$ est dérivée de la magnitude apparente W1, qui est une fonction de la masse totale et de la distance de luminosité.
  Les auteurs calculent explicitement le nombre d'hôtes « manquants » en estimant la fraction de la zone $A_{90}$ non couverte par les catalogues EM.

Résultats clés

• Détectabilité et localisation :

  • Dans les 0 à 5 prochaines années (IPTA_20), il y a une probabilité d'environ 21 % de résoudre une binaire ($S/N \ge 4$), mais seulement une chance de $\approx 0,3 \%$ d'obtenir une localisation bien contrainte ($S/N \ge 8$).
  • Dans les 5 à 10 prochaines années (IPTA_25), la probabilité de résoudre une binaire monte à $\approx 38 \%$, avec une chance de $\approx 3,8 \%$ de localisation.
  • Dans les 10 prochaines années (IPTA_30), la probabilité de résolution atteint $\approx 51 \%$, avec une chance de $\approx 14,1 \%$ de localisation.
  • Les sources localisables devraient être relativement proches (distance de luminosité médiane $d_{lum} \approx 400$ Mpc) et très massives ($M_{tot} \gtrsim 10^{9,8} M_{\odot}$).

• Zones de localisation et comptes d'hôtes :

  • Pour la configuration fiduciaire (IPTA_25), 30 des 38 binaires potentiellement localisables ont un $A_{90} < 2\,000$ deg$^2$. L' $A_{90}$ médian est de $408$ deg$^2$.
  • Ces zones contiennent une médiane d'environ 190 000 ETG et 40 000 AGN.
  • Dans l'IPTA_30, l' $A_{90}$ médian rétrécit à $212$ deg$^2$, réduisant le nombre médian d'hôtes d'environ 40 %.

• Couverture incomplète :

  • La couverture EM incomplète est une limitation significative. Dans la configuration fiduciaire, le nombre médian d'hôtes ETG manquants est d'environ 20 000 et d'environ 6 000 pour les AGN.
  • Pour certaines sources, l' $A_{90}$ est partiellement ou complètement en dehors de l'empreinte des catalogues (par exemple, chevauchement avec le plan galactique), rendant l'hôte réel non identifiable sans nouvelles relevés.

• Efficacité du classement :

  • La méthode de classement exclut avec succès les galaxies dont les propriétés sont incompatibles avec les posteriors GW.
  • ETG : Environ 47 % (IPTA_25) à 61 % (IPTA_30) des ETG sont exclus en raison de redshifts ou de masses de SMBH incompatibles. L'efficacité du classement ($E_{95-50}$, le rapport entre le score au 95e percentile et la médiane) est d'environ 12,4 pour l'IPTA_25 et d'environ 17,2 pour l'IPTA_30.
  • AGN : Seulement environ 0,3 % (IPTA_25) à 3,8 % (IPTA_30) des AGN sont exclus. L'efficacité du classement est nettement plus faible ($\approx 3,7$ pour l'IPTA_25), car la magnitude apparente est une combinaison dégénérée de la masse et de la distance, et la masse de chirp est mal contrainte par les PTA.

Signification et affirmations
L'article affirme fournir la première quantification réaliste du nombre de candidats hôtes et de l'impact de la couverture du ciel incomplète pour la première binaire de SMBH résolue par les PTA. Les auteurs démontrent que bien que le nombre de candidats soit élevé, un système de classement basé sur les posteriors GW et les propriétés EM peut réduire efficacement l'espace de recherche, particulièrement pour les ETG où la masse stellaire et le redshift sont disponibles.

L'étude souligne que :

1. La découverte multi-messagers est plausible mais difficile : La probabilité de localiser une source dans les 10 prochaines années est non négligeable ($\approx 14 \%$), mais les zones de localisation restent larges.
2. La complétude des catalogues est critique : L'existence de milliers d'hôtes manquants dus aux lacunes des relevés (par exemple, le plan galactique) pose un risque de faux négatifs dans l'identification de l'hôte.
3. La qualité des données dicte le succès du classement : L'efficacité de la méthode de classement dépend fortement de la disponibilité de mesures indépendantes de redshift et de masse de SMBH. L'incapacité actuelle à classer efficacement les AGN est attribuée au manque de données de redshift et de masse dans les catalogues d'AGN ainsi qu'à la faible contrainte sur la masse de chirp par les PTA.
4. Améliorations futures : Les auteurs suggèrent que les améliorations futures des mesures de distance des pulsars (pour utiliser le terme pulsar dans les signaux GW) et le développement de catalogues d'AGN avec des estimations de redshift et de masse amélioreraient considérablement les capacités de localisation et de classement.

L'article conclut que bien que la première détection multi-messagers soit à portée de main, le succès dépend non seulement de la sensibilité des PTA, mais aussi de la complétude et de l'uniformité des catalogues EM et du développement de pipelines de classement efficaces pour prioriser les observations de suivi.