New $H(z)$ measurement at Redshift = 0.12 with DESI Data Release 1

Resumen Técnico: Nueva medición de H(z) en z = 0.12 con datos de DESI DR1

1. El Problema
La cosmología moderna se basa en el modelo $\Lambda$CDM, pero existe una tensión significativa y creciente en el valor medido de la constante de Hubble ($H_0$) entre las mediciones del fondo cósmico de microondas (CMB) y las de supernovas tipo Ia (la llamada "tensión de Hubble"). Para resolver si esta discrepancia se debe a errores sistemáticos no resueltos o a nueva física, es crucial utilizar sondas independientes que no dependan de un modelo cosmológico específico.
El método de los "cronómetros cósmicos" (CC) ofrece una vía independiente para medir la tasa de expansión del universo $H(z)$ midiendo la derivada de la edad cósmica respecto al corrimiento al rojo ($dz/dt$). Sin embargo, la precisión de este método depende críticamente de la selección de galaxias pasivas y masivas que actúen como relojes fiables, y de la capacidad para determinar sus edades estelares con alta precisión sin introducir sesgos cosmológicos.

2. Metodología
El estudio utiliza datos de la Primera Liberación de Datos (DR1) del instrumento DESI (Dark Energy Spectroscopic Instrument) combinados con el sondeo de imágenes Legacy Imaging Surveys.

• Selección de la Muestra:

  • Se seleccionaron más de 4,000 galaxias masivas y de evolución pasiva (cronómetros cósmicos) de un catálogo de más de 18 millones de objetivos.
  • Criterios de selección:
    1. Morfología: Solo galaxias de tipo temprano (DEV).
    2. Masa y formación estelar: Masa estelar $\log_{10}(M_*/M_\odot) > 11$ y tasa de formación estelar específica (sSFR) muy baja ($\log_{10}(sSFR) < -11$) para asegurar quiescencia.
    3. Líneas de emisión: Filtrado de galaxias con líneas de emisión fuertes (EW < 4 Å para [O II], H$\beta$, H$\alpha$) y baja relación señal-ruido.
    4. Índices espectroscópicos: Relación de líneas de absorción CaII H/K < 1.3.
    5. Corrimiento al rojo: $z < 0.2$ y alta calidad espectral (FLUX SCALE > 3).
  • Tras filtros adicionales de masa formada y dispersión de velocidad estelar ($\sigma_{vel} > 100$ km/s), la muestra final consistió en 3,429 galaxias.

• Análisis Espectral (BAGPIPES):

  • Se utilizó una versión modificada del código BAGPIPES (Bayesian Analysis of Galaxies for Physical Inference and Parameter EStimation), eliminando sus priores cosmológicos para garantizar la independencia del modelo.
  • Se realizó un ajuste conjunto (fitting) de espectros y fotometría mediante inferencia bayesiana (algoritmo Nautilus).
  • Modelado de la Historia de Formación Estelar (SFH): Se probaron dos parametrizaciones:
    1. Exponencial retardada (DED): $SFR(t) \propto (t-T_0)e^{-(t-T_0)/\tau}$.
    2. Doble ley de potencia (DPL): Permite perfiles de formación más complejos.
  • Se incluyeron componentes para atenuación por polvo (Calzetti et al.), emisión nebulosa, correcciones de calibración (polinomios de Chebyshev) y un modelo de ruido basado en Procesos Gaussianos (GP) para manejar la correlación entre píxeles espectrales.

• Cálculo de H(z):

  • Se construyó la relación mediana edad-corrimiento al rojo dividiendo la muestra en intervalos de masa y redshift.
  • Para calcular la derivada $dz/dt$, se utilizó un enfoque de diferencias no adyacentes para minimizar la covarianza entre bins.
  • Finalmente, los valores de $H(z)$ se promediaron ponderando por la varianza inversa.

3. Contribuciones Clave

• Uso de DESI DR1: Es una de las primeras aplicaciones que aprovecha el gran volumen y la alta calidad espectral de DESI para el método de cronómetros cósmicos a bajo corrimiento al rojo.
• Independencia del Modelo: El uso de BAGPIPES sin priores cosmológicos asegura que la medición de la edad estelar y, por ende, de $H(z)$, no esté sesgada por la cosmología asumida.
• Corrección de Ruido Sistemático: La implementación de un modelo de ruido de proceso gaussiano en el ajuste espectral para corregir las incertidumbres subestimadas en los datos de DESI DR1.
• Análisis de Sistemáticas: Evaluación exhaustiva de la incertidumbre sistemática derivada de la elección de la estrategia de binning (agrupamiento) y del modelo de historia de formación estelar (SFH).

4. Resultados Principales

• Propiedades de la Muestra: Las galaxias seleccionadas son masivas ($\log_{10}(M_*/M_\odot) \approx 11.16$), con baja atenuación de polvo ($A_V \approx 0.1$ mag) y metalicidad super-solar ($Z/Z_\odot \approx 1.33$). Se confirma la tendencia de "mass-downsizing" (las galaxias más masivas se formaron más rápido).
• Relación Edad-Redshift: Se observó una correlación positiva clara entre la masa estelar y la dispersión de velocidad, y una tendencia de edad decreciente con el aumento del redshift, consistente con el modelo $\Lambda$CDM.
• Medición de H(z):
  • Para el caso de referencia (4 bins de redshift equiespaciados y SFH tipo DED), se obtuvo:
    $$H(z = 0.12) = 71.33 \pm 3.45 \text{ (est.) km s}^{-1} \text{ Mpc}^{-1}$$
  • Tras incluir las incertidumbres sistemáticas (debidas a la estrategia de binning $\Delta H_{bin} = \pm 1.71$ y a la elección de SFH $\Delta H_{SFH} = \pm 1.67$), el resultado final es:
    $$H(z = 0.12) = 71.33 \pm 4.20 \text{ km s}^{-1} \text{ Mpc}^{-1}$$
• Consistencia: El resultado es consistente con otras mediciones de cronómetros cósmicos y con las predicciones del modelo $\Lambda$CDM basado en Planck 2020.

5. Significado
Este trabajo valida y refina el método de los cronómetros cósmicos utilizando la mayor base de datos espectroscópicos disponible hasta la fecha (DESI DR1). La medición de $H(z=0.12)$ con una precisión del ~6% proporciona un punto de anclaje crucial en la historia de expansión del universo a bajo redshift.
La consistencia de este resultado con otras mediciones independientes sugiere que la tensión de Hubble no es un artefacto local o un error sistemático en los métodos de cronómetros cósmicos, sino que podría apuntar hacia física más allá del modelo estándar o requerir una reconciliación más profunda entre las mediciones de alto y bajo redshift. Además, el estudio demuestra la viabilidad de utilizar técnicas de ajuste espectral completo (full-spectrum fitting) con grandes volúmenes de datos para la cosmología de precisión.