EMPRESS. XV. A New Determination of the Primordial Helium Abundance Suggesting a Moderately Low $Y_\mathrm{P}$ Value

Resumen Técnico: Nueva Determinación de la Abundancia de Helio Primordial (EMPRESS XV)

1. El Problema Científico

La medición precisa de la abundancia primordial de helio ($Y_P$) es fundamental para probar el modelo cosmológico estándar ($\Lambda$CDM) y la Nucleosíntesis del Big Bang (BBN). Existe una tensión actual de $\sim 5\sigma$ en el valor de la constante de Hubble ($H_0$) entre las mediciones del fondo cósmico de microondas (CMB) y las sondas locales. Una posible solución a esta tensión implica un número efectivo de especies de neutrinos ($N_{eff}$) mayor que el valor estándar de 3.044.

Sin embargo, las determinaciones anteriores de $Y_P$ han enfrentado dos desafíos principales:

1. Incertidumbre Estadística: La escasez de galaxias extremadamente pobres en metales (EMPGs; $Z < 0.1 Z_\odot$) ha obligado a realizar extrapolaciones significativas hacia cero metalicidad a partir de galaxias pobres en metales (MPGs), introduciendo sesgos.
2. Incertidumbre Sistemática: La degeneración entre la temperatura electrónica ($T_e$) y la densidad electrónica ($n_e$) en las regiones HII dificulta la determinación precisa de la relación He/H. Además, la evolución química de las galaxias y los datos atómicos (como las secciones eficaces de colisión) contribuyen a errores sistemáticos.

2. Metodología

El equipo de investigación, liderado por Hiroto Yanagisawa, ha llevado a cabo un estudio observacional y analítico exhaustivo:

• Muestra Observacional:

  • Se observaron 29 galaxias utilizando los espectrógrafos de infrarrojo cercano (NIR) SWIMS y MOIRCS en el Telescopio Subaru.
  • La muestra incluye 14 EMPGs (galaxias con metalicidad $< 0.1 Z_\odot$), una cantidad sin precedentes para este tipo de análisis.
  • Se combinaron estos datos con 58 galaxias de estudios previos (Hsyu et al. 2020; Matsumoto et al. 2022), formando una muestra final de 67 galaxias.

• Técnicas Espectroscópicas:

  • Se priorizó la detección de la línea de emisión He I $\lambda$10830 Å en el infrarrojo cercano. Esta línea es crucial porque su sensibilidad a la densidad electrónica permite romper la degeneración entre $T_e$ y $n_e$, mejorando la precisión de los modelos de fotoionización.
  • Se utilizaron espectros ópticos existentes (SDSS, Keck, Magellan) para medir líneas de hidrógeno, oxígeno, nitrógeno y azufre.

• Análisis de Datos:

  • Se empleó el código YMCMC (basado en el algoritmo de Cadenas de Markov Monte Carlo) para modelar las líneas de emisión de He I y H I.
  • Se determinaron parámetros físicos como la abundancia de helio ionizado ($y^+$), temperatura electrónica, densidad y correcciones de extinción.
  • Se aplicaron criterios de selección rigurosos:
    1. Reproducción de todas las líneas detectadas dentro de niveles de $2\sigma$.
    2. Exclusión de galaxias con abundancia de helio neutro significativa ($y^0$) basada en el parámetro de suavidad de la radiación ($\eta_{rds}$).
    3. Exclusión de galaxias ricas en nitrógeno ($\log(N/O) > -1.0$) para evitar contaminación por evolución química no primordial.

• Determinación de $Y_P$:

  • Se estableció una correlación lineal entre la abundancia de helio ($y$) y la de oxígeno ($O/H$): $y = y_P + \frac{dy}{d(O/H)}(O/H)$.
  • Se maximizó la función de verosimilitud para obtener la intersección en cero metalicidad ($y_P$), que se convierte luego en la fracción de masa primordial $Y_P$.

3. Contribuciones Clave

• Aumento de la Muestra de EMPGs: Por primera vez, se ha incorporado un número significativo de EMPGs (14 nuevas + 7 de literatura) directamente en el ajuste, reduciendo drásticamente la necesidad de extrapolación hacia metalicidades cero.
• Uso de la Línea He I 10830 Å: La inclusión sistemática de esta línea en el infrarrojo cercano ha permitido una mejor restricción de la densidad electrónica, reduciendo la incertidumbre sistemática asociada a la degeneración $T_e$-$n_e$.
• Evaluación de Sistemáticas: El estudio analizó exhaustivamente el impacto de diferentes datos atómicos (bases de datos CHIANTI vs. estándar), la elección de distribuciones a priori en los parámetros de ajuste (permitiendo o no valores negativos para correcciones de absorción) y la pendiente de la evolución química.

4. Resultados Principales

• Valor de $Y_P$:

  • El valor central obtenido es $Y_P = 0.2402 \pm 0.0040$.
  • Este valor es aproximadamente $1\sigma$ más bajo que la mayoría de las estimaciones anteriores (como las de Izotov et al. o Peimbert et al.) y también más bajo que la predicción de la BBN estándar ($Y_P \approx 0.2467$).
  • Sin embargo, es consistente con determinaciones recientes que utilizan EMPGs (Matsumoto et al. 2022) y con las restricciones del CMB del experimento Atacama Cosmology Telescope (ACT).

• Implicaciones Cosmológicas ($N_{eff}$ y $H_0$):

  • Al combinar este $Y_P$ bajo con la abundancia primordial de deuterio $(D/H)_P$, se obtiene un valor de $N_{eff} = 2.54^{+0.20}_{-0.25}$.
  • Este resultado muestra una tensión de $\sim 2\sigma$ con el valor estándar de $N_{eff} = 3.044$ y con los resultados de Planck.

• Asimetría Leptónica:

  • Para mitigar esta tensión, los autores proponen la existencia de una asimetría leptónica (diferencia entre neutrinos y antineutrinos electrónicos, parametrizada por $\xi_e$).
  • Al permitir que $\xi_e$ varíe, los resultados se ajustan a: $N_{eff} = 3.23^{+0.20}_{-0.26}$ y $\xi_e = 0.05^{+0.02}_{-0.03}$.
  • Esto sugiere una asimetría leptónica no nula a un nivel de confianza de $\sim 2\sigma$, lo que podría ayudar a aliviar la tensión de Hubble al aumentar la tasa de expansión del universo temprano.

5. Significado y Conclusiones

Este trabajo representa un avance significativo en la cosmología observacional al reducir la dependencia de extrapolaciones teóricas mediante la observación directa de galaxias extremadamente pobres en metales.

• Validación de Tensiones: Los resultados apoyan la hipótesis de que la abundancia de helio primordial podría ser más baja de lo que predice el modelo estándar, lo que tiene implicaciones profundas para la física más allá del modelo estándar (como neutrinos estériles o asimetría leptónica).
• Necesidad Futura: Aunque la tensión es interesante, los autores enfatizan que se requieren más observaciones de EMPGs y una evaluación más rigurosa de las incertidumbres sistemáticas (especialmente en las secciones eficaces de colisión atómica) para confirmar la existencia de asimetría leptónica y resolver la tensión de Hubble definitivamente.

En resumen, el estudio EMPRESS XV proporciona una de las restricciones más precisas y directas de $Y_P$ hasta la fecha, sugiriendo un universo temprano con una física ligeramente diferente a la predicha por el modelo $\Lambda$CDM estándar.