Non-Primordial Contribution to the Cosmic Microwave Background

Resumen Técnico: Contribución No Primordial al Fondo Cósmico de Microondas

Planteamiento del Problema
El modelo cosmológico estándar ($\Lambda$CDM) interpreta el Fondo Cósmico de Microondas (CMB) como radiación térmica puramente primordial liberada en la recombinación ($z \approx 1090$). Sin embargo, un trabajo reciente de Gjergo & Kroupa (GK25) desafía este supuesto, proponiendo que los brotes estelares (starbursts) envueltos en polvo en los progenitores de galaxias masivas de tipo temprano (ETGs) en $z \sim 15\text{--}20$ contribuyen con una fracción no despreciable ($\sim 1.4\%$) a la densidad de energía del CMB actual. Aunque las pruebas anteriores de este escenario dependieron del espectro del monopolo del CMB (específicamente de los datos de COBE-FIRAS), estas pruebas enfrentan una degeneración: si la emisión de polvo es espectralmente indistinguible de un cuerpo negro (planckiano), el monopolo no puede excluir un CMB totalmente no primordial. Este artículo aborda esta brecha realizando la primera prueba observacional del escenario GK25 contra el espectro de potencia de anisotropías del CMB, el cual sondea la impronta dinámica de la radiación sobre el horizonte de sonido y los picos acústicos de forma independiente de la calibración espectral absoluta.

Metodología
Los autores introducen un parámetro de emisividad adimensional, $\varepsilon_{\text{CMB}}$, para cuantificar la contribución no primordial. Este parámetro reescala la densidad de energía de los fotones primordiales ($\rho_\gamma$) por encima de un redshift de transición $z_t$ (motivado por la época de pico de formación estelar de GK25 en $z \approx 15\text{--}20$). La densidad de energía de fotones efectiva se define como:
$$\rho^{\text{eff}}_\gamma(z) = \begin{cases} \varepsilon_{\text{CMB}} \rho_\gamma(z) & z > z_t \\ \rho_\gamma(z) & z \leq z_t \end{cases}$$
donde $\varepsilon_{\text{CMB}} < 1$ representa un déficit de fotones primordiales (CMB de cuerpo gris) y $\varepsilon_{\text{CMB}} > 1$ representa un exceso (super-cuerpo negro).

Para asegurar la autocoherencia, los autores modificaron el código fuente en Fortran del resolvedor de Boltzmann CAMB. La modificación propaga $\varepsilon_{\text{CMB}}$ a través de:

1. Expansión del fondo: El reescalado de $\rho_\gamma$ altera el parámetro de Hubble $H(z)$ y la distancia comóvil hasta la recombinación.
2. Evolución de perturbaciones: La densidad reescalada afecta la jerarquía de Boltzmann para las perturbaciones escalares, tensoriales y vectoriales.
3. Horizonte de sonido y picos acústicos: La relación fotón-barión y la velocidad del sonido se actualizan utilizando $\rho^{\text{eff}}_\gamma$, impactando directamente en la estructura de los picos acústicos.
4. Parámetros derivados: La conversión de la escala acústica muestreada $\theta_{\text{MC}}$ a la constante de Hubble $H_0$ se actualiza para reflejar el contenido de radiación modificado.

El modelo fue restringido mediante muestreo de Monte Carlo por Cadenas de Markov (MCMC) vía Cobaya, combinando:

• Likelihoods de Planck 2018 TT, TE y EE de alto y bajo $\ell$.
• Likelihood de lensing de Planck 2018.
• Mediciones de Oscilaciones Acústicas de Bariones (BAO) de 6dF, SDSS DR7 y SDSS-III BOSS DR12.

Se realizaron tres ejecuciones distintas:

• Run 1: $\varepsilon_{\text{CMB}} \in [0.5, 1.0]$ (probando el escenario físico de déficit) con $z_t = 17$ fijo.
• Run 2: $\varepsilon_{\text{CMB}} \in [0.5, 1.5]$ (permitiendo un exceso de super-cuerpo negro) con $z_t = 17$ fijo.
• Run 3: Tanto $\varepsilon_{\text{CMB}}$ como $z_t$ (muestreados sobre $[5, 50]$) como parámetros libres.

Resultados Clave

1. Consistencia con los Datos: Los datos de anisotropía de Planck 2018 son plenamente consistentes con una contribución no primordial al nivel predicho por GK25.
   • En el Run 1, el posterior para $\varepsilon_{\text{CMB}}$ aumenta monotonicamente hacia el límite del prior en $\varepsilon_{\text{CMB}} = 1$, arrojando un límite inferior del 68% de $\varepsilon_{\text{CMB}} \gtrsim 0.971$ (permitiendo hasta un $\sim 2.9\%$ de contribución de polvo) y un límite inferior del 95% de $\varepsilon_{\text{CMB}} \gtrsim 0.953$ (permitiendo hasta un $\sim 4.7\%$ de contribución de polvo). La estimación conservadora de GK25 de $1.4\%$ ($\varepsilon_{\text{CMB}} \approx 0.986$) cae cómodamente dentro del intervalo de credibilidad del 68%.
   • En el Run 2, el posterior se resuelve en una Gaussiana bien definida centrada en $\varepsilon_{\text{CMB}} = 1.0104^{+0.025}_{-0.024}$, confirmando que los datos prefieren $\varepsilon_{\text{CMB}} \approx 1$ y que el resultado del Run 1 no fue un artefacto del límite del prior.
2. Exclusión de Escenarios Extremos: Un CMB totalmente no primordial ($\varepsilon_{\text{CMB}} \to 0$), donde la contribución del polvo se acerca al 100% de la densidad de energía, queda excluido con alta significación ($42\sigma$). Esto demuestra que el espectro de anisotropías puede descartar un CMB completamente de origen en polvo, incluso si el espectro del monopolo no puede hacerlo (debido a la degeneración espectral).
3. Insensibilidad a la Época de Transición: Cuando $z_t$ se trata como un parámetro libre (Run 3), el posterior para $z_t$ es plano a través del rango $5 \lesssim z_t \lesssim 50$. Los datos restringen la amplitud de la contribución no primordial, pero son insensibles a cuándo ocurrió, siempre que la transición suceda mucho antes de la recombinación ($z \approx 1090$).
4. Impacto en los Parámetros Cosmológicos: La inclusión de $\varepsilon_{\text{CMB}}$ no desplaza significativamente los parámetros estándar de $\Lambda$CDM. La constante de Hubble derivada ($H_0$) y la amplitud de agrupamiento de materia ($\sigma_8$) permanecen consistentes con los valores base de $\Lambda$CDM (los desplazamientos son $< 1\sigma$). En consecuencia, el escenario GK25 ni alivia ni exacerba las tensiones existentes de Hubble o $\sigma_8$.

Significancia y Reivindicaciones
El artículo afirma proporcionar la primera prueba cuantitativa del escenario de brotes estelares envueltos en polvo de GK25 frente al espectro de potencia de anisotropías del CMB. Su principal significancia radica en establecer que:

• La cosmología de precisión actual del CMB tiene suficiente "espacio" para acomodar una contribución de polvo a nivel de porcentaje sin consecuencias detectables para la inferencia de parámetros.
• El espectro de anisotropías proporciona una sonda cualitativamente independiente del espectro del monopolo; mientras que el monopolo está limitado por la degeneración espectral (no puede distinguir un polvo de cuerpo negro perfecto de la radiación primordial), el espectro de anisotropías rompe esta degeneración al restringir el efecto dinámico de la densidad de radiación sobre el horizonte de sonido.
• El marco propuesto $\varepsilon_{\text{CMB}}-z_t$ es una herramienta general y reutilizable para probar cualquier modelo donde una fracción del CMB sea no primordial, no limitado específicamente al escenario de polvo de GK25.

Los autores concluyen que, si bien la predicción conservadora de GK25 ($1.4\%$) es plenamente consistente con los datos actuales, el extremo optimista (contribución cercana al 100%) queda decisivamente descartado. Distinguir una contribución de polvo de $\sim 1\text{--}2\%$ del $\Lambda$CDM estándar requerirá experimentos de próxima generación (por ejemplo, el Observatorio Simons, CMB-S4) con una sensibilidad mejorada a la cola de amortiguamiento de Silk o observaciones directas de la época de formación de las ETGs.