Two per cent measurement of $H_0$ from Cepheids alone

Resumen Técnico: Medición del dos por ciento de $H_0$ únicamente con Cefeidas

Planteamiento del Problema
La persistencia de la "tensión de Hubble"—una discrepancia estadísticamente significativa entre la constante de Hubble ($H_0$) inferida a partir del Fondo Cósmico de Microondas (CMB) bajo el modelo $\Lambda$CDM ($\sim 67.4$ km s$^{-1}$ Mpc$^{-1}$) y las mediciones locales de la escala de distancias ($\sim 73.0$ km s$^{-1}$ Mpc$^{-1}$)—sigue siendo un desafío crítico en cosmología. Una fuente primaria de incertidumbre en las mediciones locales es la dependencia de las Supernovas de Tipo Ia (SNe) para el tercer peldaño de la escala de distancias, lo que introduce sistemáticas complejas relacionadas con la estandarización, la corrección de polvo y los efectos de selección. Intentos previos de inferir $H_0$ utilizando únicamente los dos primeros peldaños (anclas geométricas y Cefeidas) han arrojado resultados consistentes con el análisis completo de SH0ES, pero con mayores incertidumbres y posibles sesgos en el modelado de la selección. Este estudio revisita el enfoque de "solo Cefeidas" para determinar si es posible lograr una medición precisa y libre de SNe de $H_0$, y para evaluar si la tensión persiste cuando se eliminan las SNe del proceso de inferencia.

Metodología
Los autores construyen un modelo directo bayesiano para inferir $H_0$ utilizando una escala de distancias de dos peldaños compuesta por:

1. Anclas Geométricas: Mediciones de paralaje de Gaia y HST para Cefeidas de la Vía Láctea, estrellas binarias eclipsantes desprendidas en la Gran Nube de Magallanes (LMC) y máseres de agua en NGC 4258.
2. Observables de Cefeidas: Períodos, magnitudes aparentes y metalicidades para 3,130 Cefeidas en 35 galaxias anfitrionas (excluyendo las anclas).
3. Redshifts: Redshifts observados de las 35 galaxias anfitrionas de las Cefeidas (convertidos al marco del CMB).

Mejoras metodológicas clave respecto al trabajo anterior (específicamente Kenworthy et al. 2022, o K22) incluyen:

• Modelado Directo (Forward Modeling): A diferencia de K22, que utilizó distancias precalculadas, este estudio realiza un modelado directo de los observables de las Cefeidas directamente en una inferencia de un solo paso, tratando las distancias de las galaxias anfitrionas como variables latentes.
• Modelado Riguroso de la Función de Selección: Los autores modelan explícitamente el proceso de selección de la muestra. Prueban dos escenarios primarios: la selección basada en la magnitud aparente de la SN ($m_{SN} \lesssim 14$) y la selección basada en el redshift de la galaxia anfitriona ($cz \lesssim 3300$ km s$^{-1}$). Derivan un marco bayesiano fundamentado para dar cuenta de las fuentes no observadas, evitando modificaciones ad hoc a los priors de distancia. El escenario de selección por magnitud de la SN se identifica como el más plausible basándose en comparaciones de distribución con la muestra de Pantheon+.
• Modelado de Velocidad Peculiar de Vanguardia: El estudio emplea la reconstrucción Manticore-Local, una reconstrucción del campo de densidad y velocidad del Universo local derivada del algoritmo de Reconstrucción de Origen de Galaxias Bayesiano (BORG). Esto proporciona muestras posteriores de las condiciones iniciales, permitiendo la marginalización sobre las incertidumbres de la reconstrucción y un modelado preciso de los flujos no lineales y el sesgo de galaxias. Esto se contrasta con las reconstrucciones de teoría lineal (Carrick et al. 2015) y las suposiciones simples de covarianza diagonal.
• Consistencia de los Priors: El análisis adopta un prior uniforme en volumen para las distancias de las galaxias anfitrionasas ($p(r) \propto r^2$), corrigiendo el sesgo introducido por el prior uniforme en el módulo de distancia utilizado en análisis previos.

Contribuciones Clave

1. Modelado de Selección Fundamentado: El artículo demuestra que omitir los efectos de selección o modelarlos incorrectamente (por ejemplo, modificando los pors en las distancias latentes en lugar de modelar las probabilidades de detección) introduce sesgos significativos en $H_0$.
2. Aplicación de Manticore-Local: Aplica la reconstrucción de campo de velocidad local más precisa disponible a la inferencia de la escala de distancias, cuantificando la reducción de la incertidumbre en comparación con las reconstrucciones lineales.
3. Restricción Independiente de SNe: Proporciona una restricción robusta de $H_0$ que depende únicamente de los datos de Cefeidas y las anclas geométricas, desacoplada de la estandarización y las sistemáticas de las Supernovas de Tipo Ia.

Resultados
Utilizando el modelo fiduciario (reconstrucción de velocidad Manticore-Local y selección de magnitud de SN), los autores infieren:
$$H_0 = 71.1 \pm 1.4 \text{ km s}^{-1} \text{ Mpc}^{-1}$$

• Comparación con SH0ES: Este resultado es aproximadamente $1.3\sigma$ menor que el valor completo de SH0ES ($73.2 \pm 0.9$ km s$^{-1}$ Mpc$^{-1}$), pero permanece consistente dentro de las incertidumbres.
• Comparación con el CMB: El resultado presenta una tensión de $2.8\sigma$ con los datos combinados más recientes del CMB (Planck, ACT, SPT).
• Sensibilidad de la Selección: Si se asume que la muestra es seleccionada únicamente por el redshift de la galaxia anfitriona, el valor inferido cambia a $H_0 = 72.5 \pm 1.4$ km s$^{-1}$ Mpc$^{-1}$. El valor real probablemente se encuentra entre estos dos extremos.
• Reducción de la Incertidumbre: El uso de Manticore-Local reduce la incertidumbre en $H_0$ en aproximadamente un 18% en comparación con el uso de la reconstrucción de Carrick et al. (2015) en el escenario de selección de magnitud de SN.
• Impacto del Prior: El estudio confirma que el uso de un prior uniforme en el módulo de distancia (como en K22) sesga $H_0$ hacia arriba en aproximadamente un 1.6% en comparación con el prior físicamente motivado de uniforme en volumen.

Significado
El artículo afirma que es posible lograr una medición de $H_0$ con suficiente precisión (mejor del 2%) para influir significativamente en la tensión de Hubble utilizando únicamente datos del segundo peldaño (Cefeidas). Los resultados sugieren que la tensión de Hubble no es un artefacto del tercer peldaño (SNe) por sí solo, ya que la tensión persiste incluso cuando se eliminan las SNe del análisis, siempre que los efectos de selección y las velocidades peculiares se modelen rigurosamente.

Los autores enfatizan que la precisión de esta medición depende fuertemente de la fidelidad del modelado de la velocidad peculiar y del tratamiento correcto de las funciones de selección. Concluyen que, si bien la medición de solo Cefeidas es consistente con la escala completa de SH0ES, el valor central más bajo en el escenario fiduciario subraya la importancia de un modelado estadístico robusto. El trabajo destaca que las mejoras futuras en la precisión de $H_0$ pueden provenir de la incorporación de más datos del segundo peldaño y del refinamiento de las reconstrucciones del Universo local, ofreciendo potencialmente un camino hacia una determinación de $H_0$ inferior al 1% independiente de las sistemáticas de las SNe.