Weak Evolution of Cosmic Atomic Hydrogen over the Past 4.5 Billion Years

Resumen Técnico: Evolución Débil del Hidrógeno Atómico Cósmico durante los Últimos 4.5 Mil Millones de Años

Planteamiento del Problema
La densidad de la tasa de formación estelar cósmica (CSFRD) ha disminuido drásticamente hacia el presente. Si bien este descenso se vincula ampliamente con la disminución observada en la densidad del gas molecular cósmico ($H_2$), el papel del reservorio de hidrógeno atómico ($H\text{\textsc{i}}$), que es más extendido, sigue siendo incierto. Las mediciones previas de la densidad de $H\text{\textsc{i}}$ cósmica ($\Omega_{H\text{\textsc{i}}}$) han dependido de absorbedores Damped Ly$\alpha$ (DLA) o de la acumulación espectral (spectral line stacking) de sondeos de emisión de 21 cm. Sin embargo, las mediciones de DLA sondean secciones transversales de alta densidad de columna, mientras que los estudios existentes de emisión de 21 cm en desplazamientos al rojo intermedios ($z > 0.1$) sufren de áreas de sondeo limitadas, tamaños de muestra pequeños y una varianza cósmica significativa. En consecuencia, existe una falta de mediciones de emisión de 21 cm de área amplia y consistentes que permitan determinar si el declive tardío en la CSFRD está acompañado por un agotamiento comparable del reservorio de $H\text{\textsc{i}}$ asociado a las galaxias.

Metodología
Este estudio aprovecha una sinergia única entre el Telescopio Radioeléctrico Esférico de Apertura de Quinientos Metros (FAST) y el Instrumento de Espectroscopía de Energía Oscura (DESI) para medir $\Omega_{H\text{\textsc{i}}}$ sobre $0 < z < 0.41$ (los últimos 4.5 Gyr).

• Fuentes de Datos: El análisis combina espectros de $H\text{\textsc{i}}$ del sondeo de $H\text{\textsc{i}}$ de todo el cielo de FAST (FASHI) con espectroscopía óptica del DESI Bright Galaxy Survey (BGS). Este cruce genera una muestra estadísticamente representativa de $\sim2.5$ millones de galaxias que cubren $\sim12,000$ deg$^2$.
• Técnica de Acumulación (Stacking): Debido a la debilidad intrínseca de la línea de 21 cm en estos desplazamientos al rojo, las detecciones individuales no son factibles. Los autores emplean la acumulación de líneas espectrales de galaxias limitadas por magnitud en la banda $r$. Las galaxias se agrupan en cubetas de masa estelar ($M_*$) para derivar la fracción de gas de $H\text{\textsc{i}}$ promedio, $\langle f_{H\text{\textsc{i}}}(M_*) \rangle \equiv \langle M_{H\text{\textsc{i}}}/M_* \rangle$.
• Intervalos de Desplazamiento al Rojo: Para mitigar la Interferencia de Radiofrecuencia (RFI), el análisis se centra en cuatro intervalos específicos de desplazamiento al rojo: $0 < z < 0.09$ y $0.25 < z < 0.41$, con desplazamientos al rojo medios de 0.033, 0.069, 0.281 y 0.358.
• Correcciones Sistemáticas:
  • Corrección de Confusión: Dado el gran tamaño del haz de FAST ($\sim2.9$ arcmin), se adoptó un enfoque de "muestra limpia". Se excluyeron las galaxias con vecinos dentro de separaciones angulares y de velocidad específicas para evitar la contaminación de la señal, eliminando $\sim33.4\%$ de la muestra original.
  • Sesgo de Luminosidad: Para corregir la naturaleza limitada por flujo de la muestra BGS (que sesga hacia galaxias luminosas y ricas en gas), los autores desarrollaron un método para modelar la dependencia de $f_{H\text{\textsc{i}}}$ tanto de la masa estelar como de la luminosidad en la banda $r$ ($f_{H\text{\textsc{i}}}(L_r|M_*)$). Esta corrección analítica permite recuperar la distribución intrínseca de $f_{H\text{\textsc{i}}}$ en todo el rango de masas.
  • Modelado hacia Adelante (Forward Modeling): Se construyó un catálogo ficticio basado en la simulación IllustrisTNG100-1 para cuantificar las incertidumbres sistemáticas derivadas de la selección de la muestra, la asignación de fibras y la confusión residual. Este modelo hacia adelante proporcionó estimaciones conservadoras de los desfases sistemáticos.

Resultados Clave

• Dependencia de la Masa Estelar: La fracción de gas de $H\text{\textsc{i}}$ promedio disminuye sistemáticamente con el aumento de la masa estelar, descrita bien por una forma de ley de potencia quebrada en lugar de una única ley de potencia de "secuencia principal".
• Evolución Débil: A una masa estelar fija, la fracción de gas de $H\text{\textsc{i}}$ promedio evoluciona menos de 0.2 dex desde $z=0.41$ hasta el presente. Esta cuasi-invariancia se mantiene en todo el rango de masa sondeado ($10^9 M_\odot$ a $10^{11.5} M_\odot$), lo que indica que la evolución débil es una tendencia de toda la población y no el resultado de cambios compensatorios en diferentes subpoblaciones de galaxias.
• Densidad de $H\text{\textsc{i}}$ Cósmica ($\Omega_{H\text{\textsc{i}}}$):
  • Los datos brutos indican una disminución en $\Omega_{H\text{\textsc{i}}}$ por un factor de $1.35 \pm 0.10$ durante los últimos 4.5 Gyr.
  • Tras aplicar correcciones sistemáticas conservadoras derivadas del modelo hacia adelante, el declive inferido se reduce a un factor de $1.12 \pm 0.10$.
  • Este declive medido es significativamente más débil que el declive en la CSFRD, que disminuye por un factor de 2.46 durante el mismo período.
• Comparación con Modelos: Los resultados son consistentes con la simulación hidrodinámica SIMBA (que predice un declive modesto), pero contradicen la simulación TNG (que predice una $\Omega_{H\text{\textsc{i}}}$ aproximadamente constante). Las mediciones también son sistemáticamente más altas y hasta tres veces más precisas en $z > 0.25$ en comparación con estudios previos de emisión de 21 cm.

Significado y Reivindicaciones
El artículo afirma que estas diferencias cuantitativas descartan el agotamiento rápido de $H\text{\textsc{i}}$ galáctico como el principal motor del declive tardío de la CSFRD. En su lugar, los resultados sugieren que el declive en la formación estelar es impulsado por una reducción en la conversión de gas atómico frío en gas molecular y estrellas, en lugar de un agotamiento del reservorio atómico en sí.

La evolución débil de $\Omega_{H\text{\textsc{i}}}$ y $f_{H\text{\textsc{i}}}(M_*)$ implica que el reservorio de $H\text{\textsc{i}}$ tardío permanece cerca de un equilibrio regulado (gobernado por la acreción, el reciclaje y la retroalimentación), incluso cuando el flujo hacia la formación estelar disminuye. Los autores postulan que el declive en el suministro de gas actúa como un impulsor de nivel superior (upstream driver), pero su impacto es mediado a través del ciclo de bariones —afectando específicamente la conversión a gas molecular y la formación estelar subsecuente— en lugar de aparecer como un fuerte agotamiento de $H\text{\textsc{i}}$.

Este trabajo proporciona un punto de referencia estricto para los modelos de formación de galaxias, requiriendo que reproduzcan un escenario donde el reservorio de gas atómico permanece casi invariable mientras que los componentes moleculares y formadores de estrellas evolucionan fuertemente. El estudio establece que el declive en el suministro de gas cosmológico no produce un fuerte agotamiento de $H\text{\textsc{i}}$ dependiente de la masa, ofreciendo nuevas restricciones sobre la acreción de gas, la conversión de fases y los mecanismos de regulación de la formación estelar.