No evidence for local $H_0$ anisotropy from Tully--Fisher or supernova distances

Resumen Técnico: Sin evidencia de anisotropía local de $H_0$ a partir de distancias de Tully–Fisher o supernovas

Planteamiento del problema
Afirmaciones recientes sugieren una posible anisotropía en la constante de Hubble ($H_0$) local ($z \lesssim 0.05$), lo que podría violar el Principio Cosmológico (PC). Estas afirmaciones se basan en trazadores de distancia directa, específicamente galaxias de la relación de Tully–Fisher (TFR) y supernovas de Tipo Ia (SNe). Un desafío crítico para probar esta hipótesis es la degeneración entre una anisotropía en $H_0$ y una anisotropía en la calibración del punto cero de los indicadores de distancia (el punto cero de la TFR o la magnitud absoluta estandarizada de la SN). Sin una calibración de distancia absoluta, un dipolo detectado en el espacio de parámetros combinado podría derivarse tanto de una verdadera anisotropía cosmológica como de un error sistemático en la escala de distancias. Además, las velocidades peculiares locales pueden imitar tales señales si no se modelan con precisión.

Metodología
Los autores emplean un marco de modelado hacia adelante (forward-modelling) para calibrar conjuntamente las relaciones de distancia, marginalizar sobre las distancias reales y contabilizar las velocidades peculiares. El análisis utiliza cuatro conjuntos de datos distintos restringidos a $z < 0.05$:

1. CosmicFlows-4 (CF4): La submuestra de la TFR en la banda W1 (3246 galaxias).
2. 2MTF: Una muestra de TFR de todo el cielo (1247 galaxias).
3. SFI++: Un catálogo de TFR de todo el cielo (2010 galaxias).
4. Pantheon+: Una compilación de SNe Ia (525 SNe), incluyendo una variante de reanálisis (Pantheon+Lane) con una matriz de covarianza modificada.

Componentes metodológicos clave:

• Modelado de Velocidad Peculiar: Los autores utilizan la reconstrucción de la teoría lineal de Carrick et al. (2015, C15) basada en el campo de densidad de galaxias 2M++ para modelar el flujo interno. Introducen un término de flujo externo ($V_{ext}$) y prueban un $V_{ext}(r)$ que varía radialmente para distinguir entre un flujo constante y un flujo que crece linealmente (lo cual indicaría una anisotropía en $H_0$).
• Modelado hacia adelante (Forward Modeling): A diferencia de enfoques "hacia atrás" previos que infieren desplazamientos al rojo cosmológicos a partir de desplazamientos al rojo observados (introduciendo complicaciones en zonas triplemente valoradas), este trabajo modela directamente los desplazamientos al rojo observados consultando el campo de velocidades en el espacio real.
• Parametrización del Dipolo: El modelo introduce un término de dipolo ($\Delta ZP$) a la combinación degenerada del punto cero de la TFR y $H_0$ (o la magnitud absoluta de la SN y $H_0$).
• Control de Sistemáticos: El estudio prueba explícitamente el impacto de la extinción galáctica comparando los resultados utilizando mapas de polvo de Schlegel et al. (1998), Chiang (2023) y la Colaboración Planck et al. (2016), muestreando conjuntamente el coeficiente de extinción.
• Comparación de Modelos: Se calcula la evidencia bayesiana utilizando el estimador armónico para comparar modelos isotrópicos contra modelos anisotrópicos (razones de probabilidades o odds ratios). Para los posteriores de alta dimensionalidad de las SN donde el cálculo de la evidencia es inviable, la significancia de la amplitud del dipolo se evalúa mediante distribuciones posteriores.

Resultados Clave

• Muestra TFR de CF4: El análisis infiere una amplitud de dipolo del punto cero de $0.087 \pm 0.019$ mag. Expresado como un dipolo en $H_0$, esto corresponde a una anisotropía de $4.1 \pm 0.9$ por ciento. La evidencia bayesiana favorece fuertemente el modelo anisotrópico sobre el isotrópico, con una razón de 877:1 ($\log B \approx 2.94$). Este resultado es robusto frente a variaciones en las correcciones de extinción galáctica y elecciones de priors.
• Otras muestras de TFR: La muestra 2MTF no muestra una preferencia significativa por el dipolo ($\log B = -0.38$), mientras que la muestra SFI++ muestra un débil apoyo para la anisotropía ($\log B = 0.47$). Los autores atribuyen la falta de evidencia decisiva en estas muestras más pequeñas a un menor poder estadístico, confirmado por un análisis de datos simulados (mock data) que muestra que se requieren tamaños de muestra $>2000$ para la detección decisiva de un dipolo de esta magnitud.
• SNe de Pantheon+: Los datos de las SN producen un dipolo del punto cero de $0.049 \pm 0.013$ mag ($\sim 2.3 \pm 0.6$ por ciento en $H_0$), el cual es significativamente distinto de cero ($>3.5\sigma$). Sin embargo, no se pudo computar la evidencia bayesiana debido a la alta dimensionalidad del posterior.
• Análisis de Flujo Global (Bulk Flow Analysis) (Hallazgo Crucial): Cuando los autores permiten que el flujo externo $V_{ext}$ varíe radialmente (en lugar de asumir un flujo constante), la magnitud del flujo inferida aumenta inicialmente pero luego decae rápidamente a cero más allá de $\sim 50 h^{-1}$ Mpc. Este comportamiento es inconsistente con un flujo global que crece linealmente, lo cual sería esperado de una verdadera anisotropía de $H_0$. La curva de flujo resultante es totalmente consistente con las expectativas de $\Lambda$CDM.
• Validación con Datos Simulados: Catálogos simulados con un dipolo de magnitud 0.087 mag confirman que el tamaño de la muestra de CF4 ($\sim 3200$ galaxias) es suficiente para obtener evidencia "decisiva" ($\log B > 2$), mientras que muestras más pequeñas (como 2MTF) no lo son.

Significancia y Reivindicaciones
El artículo sostiene que, si bien existe una preferencia estadística por un dipolo en la calibración del punto cero de los trazadores de distancia locales (específicamente en las muestras CF4 y Pantheon+), esto no constituye evidencia de una violación del Principio Cosmológico.

Los autores argumentan que la aparente anisotropía es probablemente una manifestación de velocidades peculiares locales o de sistemáticas no capturadas completamente por la reconstrucción estándar de C15, en lugar de una anisotropía fundamental en la tasa de expansión. Específicamente:

1. Resolución de la Degeneración: Al permitir un flujo global general que varía radialmente, el modelo se ajusta mejor a los datos que un modelo que asume un flujo que crece linealmente (lo que señalaría una anisotropía de $H_0$). El modelo preferido arroja un flujo global consistente con $\Lambda$CDM.
2. Robustez de los Sistemáticos: Los resultados son insensibles a la elección de los mapas de extinción galáctica, lo que sugiere que la señal no es un artefacto de la corrección de polvo.
3. Advertencia sobre el PC: Los autores advierten que, dado que el análisis depende de la reconstrucción de C15 (que asume el PC), cualquier dipolo cosmológico presente en los datos podría ser parcialmente absorbido por la reconstrucción. Sin embargo, dado que el flujo global inferido es consistente con $\Lambda$CDM cuando se modela de forma flexible, la explicación más plausible es que el dipolo detectado refleja características del flujo local o sistemáticas en lugar de una verdadera anisotropía cosmológica.

En conclusión, el estudio no encuentra evidencia de una anisotropía local de $H_0$ que viole el Principio Cosmológico, atribuyendo las señales de dipolo observadas a las limitaciones en el modelado de los flujos locales y a la degeneración entre la calibración de la distancia y la constante de Hubble.