Galaxy formation in modified gravity -- II. galaxy halo connection and assembly bias

Resumen Técnico: Formación de galaxias en gravedad modificada – II. Conexión entre la galaxia y el halo y el sesgo de ensamblaje

Planteamiento del problema
Los estudios cosmológicos modernos (por ejemplo, DESI, Euclid) tienen como objetivo restringir los parámetros cosmológicos y probar las teorías de la gravedad mediante el mapeo de la estructura a gran escala (LSS) del Universo. Sin embargo, la interpretación de estos datos está limitada por las incertidumbres en la "conexión galaxia-halo"—el mapeo entre las galaxias observadas y los halos de materia oscura subyacentes. Los análisis estándar suelen basarse en el modelo de Distribución de Ocupación de Halos (HOD, por sus siglas en inglés), que asume que la ocupación de las galaxias depende únicamente de la masa del halo. Esta suposición ignora el "sesgo de ensamblaje" (AB, assembly bias), donde la formación de galaxias también depende de propiedades secundarias del halo, tales como su historia de formación, el entorno y la concentración. Si bien se sabe que el AB afecta el agrupamiento (clustering) en el modelo estándar $\Lambda$CDM, su comportamiento en las teorías de Gravedad Modificada (MG), particularmente en la gravedad $f(R)$, sigue siendo poco comprendido. La compleja interacción entre los mecanismos de detección (screening) de la MG (por ejemplo, la detección de tipo camaleón) y la física de la formación de galaxias podría introducir sesgos significativos en la estimación de parámetros cosmológicos si no se tiene en cuenta adecuadamente.

Metodología
Los autores utilizan simulaciones hidrodinámicas de última generación realizadas con el código MG-AREPO, el cual incorpora toda la física bariónica del modelo IllustrisTNG pero adaptado para la gravedad $f(R)$. La suite de simulaciones incluye un rango de modelos $f(R)$ de Hu-Sawicki con diversas intensidades de la quinta fuerza, denotadas por la magnitud del campo escalar de fondo en la actualidad, $|f_{R0}| = 10^{-x}$ (donde $x \in \{4.0, 4.5, 5.0, 5.5, 6.0\}$), junto con un control estándar de $\Lambda$CDM ($f_{R0}=0$).

A partir de estas simulaciones, los autores generan catálogos simulados (mock catalogues) para dos poblaciones de galaxias relevantes para los sondeos de Etapa IV:

1. Galaxias Rojas Luminosas (LRGs): Seleccionadas por su clasificación de masa estelar.
2. Galaxias con Líneas de Emisión (ELGs): Seleccionadas basándose en la tasa específica de formación estelar (sSFR) y un corte de masa estelar ($M_\star > 2.5 \times 10^{10} M_\odot$) para mitigar los efectos de resolución.

El estudio procede en tres etapas:

1. Ajuste de HOD: Los autores ajustan modelos HOD estándar (Zheng et al. 2005 para LRGs; Alam et al. 2020 para ELGs) a los datos de la simulación para determinar cómo evolucionan los parámetros de HOD con el corrimiento al rojo (redshift) y la fuerza de la gravedad.
2. Análisis de Dependencia Secundaria: El catálogo de galaxias se divide en cuartiles basados en propiedades secundarias del halo: la densidad del entorno (definida por la sobredensidad en un anillo esférico) y la concentración del halo. Se ajustan los parámetros de HOD de forma independiente para cada cuartil para cuantificar la dependencia de la ocupación de galaxias respecto a estas propiedades.
3. Cuantificación del Sesgo de Ensamblaje: Los autores generan catálogos de galaxias simulados utilizando tres prescripciones de HOD: (i) el HOD básico basado solo en la masa, (ii) un HOD dependiente del entorno, y (iii) un HOD dependiente de la concentración. Comparan la función de correlación a gran escala ($\xi_{LS}$) de estos modelos contra la "verdad fundamental" (ground truth) medida directamente de las simulaciones hidrodinámicas para cuantificar el sesgo de ensamblaje residual.

Contribuciones Clave y Resultados

• Secuencia Evolutiva de los Efectos de MG: El estudio identifica una secuencia evolutiva distinta en cómo la MG afecta la conexión galaxia-halo. A medida que la quinta fuerza "desdetecta" (unscreens) los halos a lo largo del tiempo, los modelos progresan a través de regímenes de detección inicial, recuperación (catch-up) y extinción (quenching). Esta secuencia explica el comportamiento no monotónico de los parámetros de HOD (por ejemplo, $M_c$, $p_{max}$, $M_1$) a través de diferentes modelos de gravedad y corrimientos al rojo. Por ejemplo, en modelos de MG más débiles, la transición de un estado detectado a uno desdetectado ocurre más tarde, lo que conduce a comportamientos de HOD distintos en comparación con modelos más fuertes en el mismo corrimiento al rojo.
• Efecto de Saturación: Los autores confirman un efecto de "saturación" donde el impacto de la MG en la formación de galaxias y el agrupamiento alcanza un límite. Los modelos de MG más fuertes (por ejemplo, F4.0, F4.5) eventualmente se "alcanzan" entre sí en términos de parámetros de HOD, lo que sugiere que, para un criterio de selección de galaxias fijo, el universo no puede producir indefinidamente más galaxias; la MG principalmente acelera la línea de tiempo de formación en lugar de crear un exceso infinito de galaxias.
• Dependencias Secundarias:
  • Entorno: Existe una fuerte dependencia de los parámetros de HOD en la densidad del entorno tanto en los modelos $\Lambda$CDM como en los de MG. En la MG, esto se ve exacerbado por el mecanismo de detección camaleón, que causa que la desdetección ocurra primero en entornos de baja densidad.
  • Concentración: Aunque los parámetros de HOD muestran una dependencia significativa de la concentración del halo, esta dependencia no se traduce en una reducción significativa del sesgo de ensamblaje cuando se utiliza para generar modelos simulados.
• Magnitud del Sesgo de Ensamblaje:
  • Omitir el sesgo de ensamblaje (usando un HOD básico basado solo en la masa) subestima la fuerza del agrupamiento de las galaxias en un 10–20% en $\Lambda$CDM para $z \lesssim 1$.
  • En los modelos de MG, el efecto de AB es no monotónico y puede ser significativamente diferente de $\Lambda$CDM. Por ejemplo, en el modelo F5.5, el efecto de AB es más fuerte que en GR, mientras que en F4.0 y F4.5, puede ser más débil.
  • Crucialmente, la dirección y la magnitud del efecto de AB en la MG pueden diferir de $\Lambda$CDM, lo que podría llevar a una identificación errónea del modelo de gravedad si se utilizan los procesos de análisis estándar.
• Estrategia de Mitigación: Extender el modelo HOD básico para incluir la densidad del entorno como una variable secundaria reduce el efecto del sesgo de ensamblaje a un 2–3% para $z \lesssim 0.5$ en todos los modelos (incluyendo $\Lambda$CDM y varios escenarios de $f(R)$). En contraste, extender el modelo con la concentración del halo no reduce significativamente el efecto de AB.

Significado y Reivindicaciones
El artículo sostiene que el modelo HOD básico es insuficiente para las pruebas de precisión cosmológica que involucran Gravedad Modificada, particularmente para las Galaxias con Líneas de Emisión (ELGs). Los autores argumentan que la compleja interacción entre la detección de la MG y la formación de galaxias crea firmas de sesgo de ensamblaje que difieren cualitativa y cuantitativamente de la gravedad estándar.

La significancia principal radica en demostrar que incorporar la densidad del entorno en el modelo HOD proporciona un punto de partida bien motivado y efectivo para minimizar los sistemas de sesgo de ensamblaje. Esto es particularmente relevante para los próximos sondeos como DESI y Euclid, que sondean escalas donde el sesgo de ensamblaje es fuerte. Los autores advierten que no tener en cuenta estos efectos podría sesgar la inferencia de los parámetros cosmológicos o llevar a conclusiones incorrectas sobre la naturaleza de la gravedad. Concluyen que, si bien el HOD dependiente del entorno reduce el AB a un nivel residual ($\lesssim 3\%$ a bajo $z$), se requiere más trabajo con simulaciones de mayor resolución y mayor escala para eliminar completamente estos sistemas y probar extensiones de HOD más sofisticadas.