Consistent extinction model for type Ia supernovae in Cepheid-based calibration galaxies and its impact on $H_{0}$

Resumen Técnico: Modelo de Extinción Consistente para Supernovas de Tipo Ia en Galaxias de Calibración basadas en Cefeidas y su Impacto en $H_0$

Planteamiento del Problema
La tensión actual en cosmología surge de una discrepancia significativa ($5.2\sigma$) entre la constante de Hubble ($H_0$) medida mediante la escalera de distancias local (usando Cefeidas y supernovas de tipo Ia en el programa SH0ES) y el valor inferido a partir del Fondo Cósmico de Microondas (Planck) asumiendo un modelo estándar $\Lambda$CDM. Un componente crítico de la medición de SH0ES implica corregir las magnitudes de las supernovas de tipo Ia por la extinción de la galaxia anfitriona. El enfoque estándar (Popovic et al. 2023, en adelante P23) emplea un modelo de polvo probabilístico entrenado en supernovas de flujo de Hubble ($z > 0.03$) y lo extrapola a las galaxias de calibración (aquellas con Cefeidas observadas).

Los autores identifican una inconsistencia sistemática en esta extrapolación. La muestra de calibración está sesgada hacia galaxias de tipo tardío y ricas en polvo, mientras que el modelo P23 asigna propiedades de extinción diferentes basadas en la masa estelar de la anfitriona ($M_\star$). Específicamente, el modelo P23 asume un coeficiente de extinción total-a-selectiva bajo ($R_B \approx 3.1$) para anfitrionas de alta masa ($M_\star > 10^{10} M_\odot$) y un valor estándar ($R_B \approx 4.0$) para anfitrionas de baja masa. Los autores argumentan que este supuesto conduce a una subestimación de la extinción para supernovas enrojecidas en galaxias de calibración de alta masa, lo que resulta en magnitudes absolutas inferidas sistemáticamente más tenues y, consecuentemente, en una sobreestimación de $H_0$. Además, el $R_B \approx 3.1$ del modelo P23 para anfitrionas de alta masa entra en conflicto con la curva de extinción similar a la de la Vía Láctea ($R_B \approx 4.3$) utilizada para corregir los colores de las Cefeidas en esas mismas galaxias.

Metodología
Los autores reanalizan la compilación de supernovas Pantheon+ y los módulos de distancia de las Cefeidas de SH0ES (Riess et al. 2022). Su metodología consiste en:

1. Prueba de Consistencia: Realizan análisis de verosimilitud sobre la muestra de calibración, separando las supernovas en contenedores de alta masa ($M_\star > 10^{10} M_\odot$) y baja masa. Comparan la magnitud absoluta ($M_B$) de mejor ajuste y la $H_0$ derivada para estos subgrupos frente a muestras de control aleatorias. Encuentran que las anfitrionas de alta masa producen una $M_B$ sistemáticamente más tenue (mayor $H_0$) en comparación con las de baja masa y las muestras de control, particularmente para supernovas rojas ($c > 0$).
2. Modificación del Modelo: Proponen una modificación "minimalista" al modelo de extinción aplicado únicamente a las galaxias de calibración, manteniendo el modelo P23 para el flujo de Hubble (donde el modelo fue entrenado). El nuevo modelo implica dos cambios clave:
   • Distribución de $R_B$ Uniforme: En lugar de un $R_B$ dependiente de la masa, asumen una única distribución gaussiana, similar a la de la Vía Láctea, para el coeficiente de extinción total-a-selectiva tanto en los contenedores de alta como de baja masa, con una media $\langle R_B \rangle = 4.3$ y una dispersión $\sigma_{R_B} = 0.4$. Esto alinea la corrección de extinción de la supernova con la curva utilizada para las Cefeidas.
   • Forma Modificada de la Distribución de Enrojecimiento: Para preservar la pendiente efectiva ($\beta \approx 3.0$) de la relación de color de la magnitud pico de la supernova y el enrojecimiento medio $\langle E(B-V) \rangle$ medido en el flujo de Hubble, reemplazan la distribución exponencial de enrojecimiento por polvo $E(B-V)$ (usada en P23) con una distribución Gamma. El parámetro de forma se ajusta a $\gamma = 3.44$, lo que desplaza el pico de la distribución hacia un enrojecimiento no nulo manteniendo la media correcta.
3. Evaluación Estadística: Recomputan los sesgos de corrección ($\delta$) y las incertidumbres de piso ($\sigma_{floor}$) para la muestra de calibración utilizando el nuevo modelo. Actualizan la matriz de covarianza para reflejar la reducción de la dispersión intrínseca debido al menor $\sigma_{R_B}$. Finalmente, realizan ajustes conjuntos de los datos de calibración y de flujo de Hubble para derivar una nueva $H_0$.

Contribuciones Clave y Resultados

• Identificación de Sesgo Sistemático: El estudio demuestra que el supuesto del modelo P23 de $R_B \approx 3.1$ para galaxias de calibración de alta masa crea una tensión de $2.0\sigma$ a $2.3\sigma$ en las magnitudes absolutas derivadas entre anfitrionas de alta y baja masa. Este sesgo es más pronunciado para supernovas rojas.
• Mejor Ajuste del Modelo: El nuevo modelo de extinción propuesto produce un ajuste significativamente mejor a los datos de calibración, con una mejora en el Criterio de Información Bayesiano de $\Delta \text{BIC} = -11.0$ respecto al modelo P23. Esta mejora es impulsada tanto por una reducción en $\chi^2_{min}$ (debido a los sesgos corregidos) como por un cambio en la normalización de la verosimilitud (debido a las reducciones en las incertidumbres de la covarianza).
• Constante de Hubble Revisada: Al aplicar el nuevo modelo al conjunto de datos conjunto de calibración y flujo de Hubble, se obtiene una constante de Hubble de mejor ajuste más baja:
  $$H_0 = 70.5 \pm 1.0 \text{ km s}^{-1} \text{ Mpc}^{-1}$$
  Esto representa una reducción de aproximadamente $2.9 \text{ km s}^{-1} \text{ Mpc}^{-1}$ respecto al valor estándar de SH0ES ($73.4 \pm 1.0$).
• Reducción de la Tensión: La $H_0$ revisada reduce la tensión estadística con la medición de Planck $\Lambda$CDM de $5.2\sigma$ a $2.8\sigma$. El resultado es también consistente con mediciones independientes basadas en la Punta de la Rama de las Gigantes Rojas (TRGB).

Significado y Reivindicaciones
El artículo sostiene que la "tensión de Hubble" puede estar parcialmente o mayormente impulsada por errores sistemáticos no contabilizados en el modelado de la extinción de las galaxias de calibración. Los autores argumentan que el enfoque estándar falla porque extrapola un modelo entrenado en una población mixta de galaxias a una muestra de calibración que está compuesta exclusivamente por sistemas de tipo tardío y formación estelar.

La importancia de su trabajo radica en demostrar que:

1. El Sesgo de Selección Importa: La selección específica de las galaxias de calibración (que requieren Cefeidas observables) introduce un sesgo que no se captura simplemente seleccionando galaxias de "tipo tardío" en el flujo de Hubble, ya que dicha selección puede no coincidir precisamente con los entornos de polvo locales de las supernovas de calibración.
2. Física de la Extinción: El supuesto de un $R_B$ bajo ($\approx 3.1$) para anfitrionas de alta masa es físicamente inconsistente con la extinción similar a la de la Vía Láctea requerida para las Cefeidas en esas mismas galaxias y con las restricciones observacionales de las galaxias con formación estelar.
3. Efectos de Segundo Orden: La forma de la distribución de enrojecimiento (específicamente el segundo momento) es crítica. Los autores muestran que una distribución Gamma ($\gamma \approx 3.4$) describe mejor los datos que el modelo exponencial estándar, lo que implica una correlación más fuerte entre el polvo y las posiciones de las supernovas en estas galaxias específicas.

Los autores concluyen que su modelo de extinción revisado proporciona un marco físico más consistente para la escalera de distancias, aliviando la aparente discrepancia entre anfitrionas de alta y baja masa y reduciendo significativamente la tensión de $H_0$ sin invocar nueva física. Señalan que, aunque su modelo es fuertemente favorecido por los datos actuales, es necesaria una mayor refinación utilizando observaciones independientes en el infrarrojo cercano y un modelado directo completo de las propiedades del polvo para resolver totalmente los residuales restantes.