The baryonic Tully-Fisher relation as an independent direct probe of cosmology and of the nature of dark matter

Resumen Técnico: La Relación de Tully-Fisher Bariónica como una Sonda Directa de la Cosmología y la Naturaleza de la Materia Oscura

Planteamiento del Problema
La relación de Tully-Fisher bariónica (BTFR, por sus siglas en inglés) es una ley de escala empírica bien establecida que vincula la masa bariónica total de las galaxias soportadas por rotación con su velocidad de rotación asintótica. Históricamente, la BTFR se ha utilizado principalmente como un indicador de distancia calibrado para estimar la constante de Hubble ($H_0$) y como una herramienta para probar teorías de formación de galaxias, propiedades de halos de materia oscura y modelos de gravedad alternativa. Sin embargo, su potencial como una sonda directa para restringir parámetros cosmológicos fundamentales (más allá de $H_0$) y la naturaleza de la materia oscura ha permanecido subexplorado. Este artículo aborda la brecha en la comprensión de si la BTFR es sensible a parámetros cosmológicos como la densidad de materia ($\Omega_m$) y la amplitud de las fluctuaciones de materia ($\sigma_8$), así como a la masa de las partículas de materia oscura tibia (WDM) y los mecanismos de retroalimentación astrofísica.

Metodología
Los autores emplean un marco de inferencia basada en simulaciones (SBI) utilizando redes neuronales profundas para explorar la sensibilidad de la BTFR a un espacio de parámetros de seis dimensiones. El estudio se basa en la suite DREAMS (DaRk mattEr and Astrophysics with Machine learning and Simulations), una gran colección de 1,024 simulaciones magnetohidrodinámicas cosmológicas. Estas simulaciones, ejecutadas con el código AREPO y el modelo IllustrisTNG, varían los siguientes parámetros siguiendo una secuencia de Sobol:

• Cosmológicos: Densidad de materia ($\Omega_m \in [0.1, 0.5]$) y amplitud de las fluctuaciones ($\sigma_8 \in [0.6, 1.0]$).
• Materia Oscura: Masa de las partículas de WDM ($M_{\text{WDM}} \in [1.8, 16]$ keV).
• Retroalimentación Astrofísica: Parámetros que regulan la retroalimentación de supernovas (SN) ($A_{\text{SN1}}, A_{\text{SN2}}$) y la retroalimentación de núcleos galácticos activos (AGN) ($A_{\text{AGN}}$).

Para cada simulación, la BTFR se deriva seleccionando galaxias soportadas por rotación ($V_{\text{max}}/\sigma_{\text{disp}} > 1.5$) y computando la mediana de la masa bariónica ($M_{b,\text{med}}$) y su desviación estándar ($\sigma_M$) a través de 10 contenedores de velocidad circular máxima ($V_{\text{max}}$). Los datos se extraen en tres desplazamientos al rojo ($z=0, 0.54, 1.05$) para imitar las capacidades observacionales del futuro Square Kilometer Array (SKA).

Para inferir las distribuciones posteriores de los parámetros dada una medición de la BTFR, los autores entrenan un estimador de densidad neuronal utilizando Flujos Autoregresivos Enmascarados (MAF). La red se entrena en 974 simulaciones y se prueba en 50 realizaciones dejadas fuera del entrenamiento. La entrada consiste en arreglos apilados de $V_{\text{max}}$, $M_{b,\text{med}}$ y $\sigma_M$, mientras que la salida es el conjunto de los verdaderos parámetros del modelo utilizados para generar la simulación.

Resultados Clave
El marco de inferencia demuestra la capacidad de recuperar valores sin sesgo para los parámetros de entrada con grados variables de precisión:

• Parámetros Cosmológicos: El modelo recupera $\Omega_m$ y $\sigma_8$ con una precisión de desviación promedio de sub-porcentaje. La precisión mediana es aproximadamente del 2.6% para $\Omega_m$ y del 3.9% para $\sigma_8$. Las predicciones muestran una fuerte correlación de rango de orden de Spearman con los valores reales ($R=0.99$ para $\Omega_m$ y $R=0.93$ para $\sigma_8$). Se recupera una anti-correlación ($R=-0.74$) entre $\Omega_m$ y $\sigma_8$, consistente con otras sondas cosmológicas.
• Masa de la Materia Oscura: La masa de las partículas de WDM ($M_{\text{WDM}}$) se recupera con una precisión mediana de $\sim 29\%$ (desviación estándar $\sim 33\%$) y una desviación promedio de $\sim 3\%$. La correlación es menor ($R=0.83$) en comparación con los parámetros cosmológicos. Los resultados indican una anti-correlación entre $\sigma_8$ y $M_{\text{WDM}}$, lo que sugiere que una materia oscura más "tibia" (más ligera) suprime la formación de halos de baja masa, requiriendo un $\sigma_8$ más alto para ajustar la BTFR.
• Retroalimentación Astrofísica: El marco logra restringir con éxito los parámetros de retroalimentación de SN ($A_{\text{SN1}}$ y $A_{\text{SN2}}$) con precisiones medianas de 10.5% y 12.6%, respectivamente. Sin embargo, el parámetro de retroalimentación de AGN ($A_{\text{AGN}}$) no puede restringirse de manera confiable debido a la escasez de AGNs en los volúmenes de simulación, lo que provoca que el ruido de disparo supere la señal.

Significancia y Reivindicaciones
El artículo afirma proporcionar la primera demostración de que la BTFR es simultáneamente sensible a parámetros cosmológicos ($\Omega_m, \sigma_8$), la naturaleza de la materia oscura ($M_{\text{WDM}}$) y mecanismos específicos de retroalimentación astrofísica. Los autores posicionan la BTFR como una sonda novedosa e independiente de la cosmología y la física fundamental, distinta de los métodos tradicionales como el agrupamiento de galaxias, el lente débil o el Fondo Cósmico de Microondas (CMB).

La significancia de este trabajo radica en su potencial para:

1. Ofrecer una sonda cosmológica de bajo desplazamiento al rojo para ayudar a resolver las tensiones en los parámetros cosmológicos, como la tensión de $\sigma_8$.
2. Proporcionar restricciones sobre los modelos de materia oscura (específicamente WDM) independientes de los datos del bosque Lyman-$\alpha$.
3. Permitir la caracterización precisa de los mecanismos de retroalimentación de supernovas.

Los autores señalan que, si bien este estudio sirve como una prueba de concepto teórica utilizando simulaciones idealizadas, el trabajo futuro debe abordar la falta de convergencia entre diferentes modelos de formación de galaxias y el modelado de los sistemas de error observacionales antes de aplicar este método a datos reales. Se identifica la capacidad próxima del Square Kilometer Array (SKA) para medir la BTFR hasta $z \sim 1$ como el siguiente paso crítico para alcanzar estas perspectivas.