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

Problematica
L'origine e l'evoluzione dei buchi neri supermassicivi (MBH) rimangono incerte, in particolare per quanto riguarda le loro fusioni nell'Universo Locale. Sebbene i Pulsar Timing Arrays (PTA) abbiano recentemente rilevato un segnale di fondo di onde gravitazionali (GWB) coerente con una sovrapposizione stocastica di binari di buchi neri massicci (MBHB), persiste una tensione tra l'ampiezza osservata e le previsioni teoriche, che spesso favoriscono ampiezze inferiori. L'interpretazione dello spettro del GWB è complicata dalla durata finita dei dataset e dalla potenziale presenza di sorgenti a onda continua (CW) singolarmente risolvibili che emergono dal fondo. Gli attuali metodi per confrontare i modelli teorici con i dati PTA si basano spesso su assunzioni semplificate che possono introdurre bias. Questo articolo mira ad affrontare tali problematiche utilizzando la simulazione cosmologica Horizon-AGN per studiare le proprietà degli MBHB che contribuiscono alla banda PTA, generare popolazioni realistiche per le previsioni di GWB e CW e valutare criticamente le metodologie utilizzate per inferire le proprietà spettrali del GWB dai residui temporali.

Metodologia
Lo studio utilizza la simulazione cosmologica idrodinamica Horizon-AGN, che modella un volume di $142 \, \text{cMpc}^3$ con una cosmologia $\Lambda$CDM standard. Gli autori hanno costruito un catalogo di fusioni di MBH tracciando gli ID dei MBH attraverso la simulazione e identificando le fusioni numeriche. Per tenere conto del ritardo fisico tra la fusione numerica (a una separazione di $\sim 4 \, \text{kpc}$) e la coalescenza effettiva, hanno applicato una pipeline di post-processing che incorpora:

1. Attrito Dinamico: Calcolato sulla base dell'attrito dinamico stellare all'interno di un'approssimazione di sfera isotermica.
2. Hardening del Binario: Modellato tramite l'hardening stellare, i torchi viscosi nei dischi circumbinari e l'emissione di onde gravitazionali (GW), seguendo prescrizioni consolidate (ad es. Sesana & Khan 2015; Dotti et al. 2015).
3. Evoluzione dell'Eccentricità: Tracciata tramite lo scattering del loss-cone, il drag viscoso e l'emissione di GW, assegnando eccentricità iniziali basate su risultati numerici precedenti.

Per stimare il GWB, gli autori hanno impiegato due approcci distinti:

• Approccio dell'Insieme Gaussiano (GE): Un calcolo deterministico dello spettro della deformazione caratteristica assumendo una distribuzione continua di sorgenti, spesso utilizzato in letteratura.
• Approccio di Popolazione: Un metodo stocastico che genera 2.000 "realizzazioni dell'Universo" estraendo binari in fase di inspirazione da una distribuzione di Poisson basata sul catalogo delle fusioni. Ciò tiene conto della varianza cosmica e della natura discreta delle sorgenti.

Gli autori hanno simulato i residui temporali dei PTA per queste popolazioni utilizzando due metodi:

1. Insieme Gaussiano: Convertendo la deformazione caratteristica nella densità spettrale di potenza (PSD) dei residui temporali tramite una risposta media del pulsar.
2. Approccio di Popolazione: Sommando i contributi individuali della deformazione GW del termine terrestre di tutti i binari in una realizzazione, modellando esplicitamente la durata finita dell'osservazione ($T_{\text{obs}}$) ed gli effetti di leakage spettrale tramite funzioni sinc.

Hanno confrontato queste previsioni teoriche con dataset "toy" dei PTA che rappresentano le attuali sensibilità EPTA (25 pulsar, 10,33 anni) e le future sensibilità SKA (80 pulsar, 10,33 anni). Hanno inoltre identificato potenziali candidati CW (singole sorgenti con Rapporto Segnale-Rumore $> 3$) e hanno analizzato le loro proprietà elettromagnetiche (ottiche, NIR, radio, X) modellando l'emissione degli AGN e le proprietà delle galassie ospiti.

Contributi Chiave e Risultati

• Inferenza Spettrale del GWB e Bias: Lo studio evidenzia una significativa cautela metodologica nel confrontare i modelli teorici con i dati PTA. Lo standard approccio dell'Insieme Gaussiano, che assume una durata di osservazione infinita, non riesce a tenere conto del leakage spettrale causato dalla $T_{\text{obs}}$ finita. Quando viene utilizzato l'approccio di popolazione con un'analisi PTA realistica (inclusa la marginalizzazione del modello temporale), lo spettro del GWB inferito è distorto verso pendenze più piatte e ampiezze più elevate a $f = 1/\text{yr}$ rispetto allo spettro sottostante reale. Questo bias, guidato dal leakage spettrale da sorgenti a bassa frequenza, può spiegare parzialmente la tensione tra le previsioni teoriche e le ampiezze osservate dai PTA.
• Stocasticità e Conteggio delle Sorgenti: Alle basse frequenze ($\sim 3 \, \text{nHz}$), il GWB è dominato da centinaia o miglia a binari, confermando la validità dell'approssimazione del fondo stocastico. Tuttavia, alle frequenze più elevate ($\sim 10\text{--}50 \, \text{nHz}$), il numero di sorgenti contribuenti diminuisce significativamente (a poche decine), portando a una perdita di stocasticità e a un aumento della varianza cosmica. Le popolazioni eccentriche mantengono la stocasticità a frequenze più elevate rispetto a quelle circolari a causa dell'emissione alle armoniche orbitali superiori.
• Proprietà delle Sorgenti (Fondo vs. CW):
  • Fondo: Il GWB è dominato da binari con masse di chirp $M_c \sim 10^{8,5} - 10^{9,5} \, M_\odot$ a redshift $z \in 0,05 - 1$. Questi sono ospitati principalmente in galassie massicce ($M_\star > 10^{11} \, M_\odot$) all'interno di aloni di massa $\sim 10^{13} \, M_\odot$.
  • Candidati CW: Le singole sorgenti risolvibili (candidati CW) tendono ad essere più massicce e localizzate a redshift inferiori ($z < 0,4$) rispetto al fondo generale. Sono prevalentemente ospitate nelle galassie centrali di gruppi e ammassi massicci ($M_{\text{halo}} > 10^{13} \, M_\odot$).
• Controparti Elettromagnetiche:
  • Natura: La maggior parte dei candidati CW appare come Nuclei Galattici Attivi (AGN) piuttosto che quasar, caratterizzati da bassi rapporti di Eddington ($f_{\text{Edd}} < 10^{-2}$).
  • Rilevabilità: Nelle bande ottiche e del vicino infrarosso (NIR), la maggior parte dei candidati CW è oscurata dalle proprie galassie ospiti, rendendo le ricerche di variabilità della curva di luce difficili e polarizzate verso sistemi rari e luminosi.
  • Migliori Lunghezze d'Onda: Le bande radio e X offrono le migliori prospettive di identificazione. Per i candidati con $f_{\text{Edd}} > 10^{-3}$, l'emissione dell'AGN può superare l'emissione della galassia ospite in queste bande. Anche per i sistemi a basso accrescimento, stime ottimistiche suggeriscono che fino all'80% (radio) e al 30% (X) potrebbero essere rilevabili sopra l'ospite.
• Probabilità di Rilevamento: Assumendo una linea di base di 10 anni, la probabilità di rilevare almeno un candidato CW con $S/N > 3$ è stimata al 4% per le sensibilità tipo EPTA e al 20% per le sensibilità tipo SKA.

Significatività
L'articolo afferma che la sua principale significatività risiede nel fornire un quadro unificato multi-messaggero per comprendere il segnale PTA utilizzando una simulazione cosmologica all'avanguardia. Fondamentalmente, esso sfida la metodologia standard per confrontare i modelli teorici del GWB con i dati osservativi. Dimostrando che la durata finita dell'osservazione e il leakage spettrale possono gonfiare artificialmente l'ampiezza inferita del GWB e appiattire la pendenza spettrale, gli autori suggeriscono che la tensione apparente tra i modelli astrofisici e le osservazioni PTA possa essere in parte un artefatto delle tecniche di analisi piuttosto che un fallimento dell'astrofisica sottostante. Inoltre, lo studio fornisce indicazioni specifiche per il follow-up elettromagnetico, suggerendo che le ricerche dovrebbero dare priorità alle bande radio e X e concentrarsi su gruppi e ammassi di galassie massicce, piuttosto che fare affidamento esclusivamente sulla variabilità ottica nei sistemi di tipo quasar.