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Charting the expansion of the Universe from z $\sim$ 0 to z $\sim$ 14 with HII galaxies

Este artículo presenta un diagrama de Hubble actualizado de 243 galaxias H II que abarcan desplazamientos al rojo desde $z\sim0$ hasta $z\sim14$ , demostrando que la relación $L(\mathrm{H}\beta)-\sigma$ sigue siendo una sonda cosmológica estable e independiente que arroja parámetros cosmológicos consistentes con el modelo de concordancia $\Lambda$ CDM a través de casi toda la edad del Universo.

Autores originales: R. Chávez, R. Terlevich, A. L. González-Morán, S. Zamora, E. Terlevich, D. Fernández-Arenas, F. Bresolin, M. Plionis, S. Basilakos, R. Amorín, M. Llerena, F. D'Eugenio, Xihan Ji, J. Zavala, J. Rivera

Publicado 2026-07-17

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CC BY 4.0

Autores originales: R. Chávez, R. Terlevich, A. L. González-Morán, S. Zamora, E. Terlevich, D. Fernández-Arenas, F. Bresolin, M. Plionis, S. Basilakos, R. Amorín, M. Llerena, F. D'Eugenio, Xihan Ji, J. Zavala, J. Rivera, N. Gómez-Cruz, L. Corral-Bustamante

Artículo original bajo licencia CC BY 4.0 (http://creativecommons.org/licenses/by/4.0/). ✨ Esta es una explicación generada por IA del artículo a continuación. No ha sido escrita ni avalada por los autores. Para mayor precisión técnica, consulte el artículo original. Leer descargo de responsabilidad completo

Imagina el Universo como un globo gigante e invisible que se ha estado inflando desde el momento de su nacimiento. Durante décadas, los científicos han intentado averiguar exactamente con qué rapidez se expande este globo y si esa velocidad está cambiando. Para lograrlo, necesitan "velas estándar": objetos en el espacio que tienen un brillo específico y predecible. Al comparar qué tan brillantes deberían ser estos objetos con qué tan brillantes se ven realmente desde la Tierra, los astrónomos pueden calcular qué tan lejos están y qué tan rápido se estira el espacio entre nosotros y ellos.

Durante mucho tiempo, las mejores herramientas para este trabajo fueron las supernovas de Tipo Ia (estrellas que explotan) y el Fondo Cósmico de Microondas (el resplandor remanente del Big Bang). Pero estas herramientas tienen límites: las supernovas son difíciles de ver en el Universo muy temprano, y el resplandor de fondo solo nos habla sobre el principio. Para comprender verdaderamente toda la historia de la expansión cósmica, los científicos necesitaban una nueva clase de regla que pudiera alcanzar el "amanecer cósmico", la era en la que las primeras estrellas apenas comenzaban a parpadear. Aquí es donde entra en juego un tipo especial de galaxia llamada galaxia H II. Estas son guarderías caóticas de formación estelar que brillan con una luz intensa. Si su brillo y la velocidad de sus nubes de gas están vinculados de una manera fiable, podrían servir como una regla cósmica que se extienda desde nuestro vecindario local hasta el mismísimo principio de los tiempos.

La regla cósmica que alcanza el amanecer

Un equipo de astrónomos acaba de realizar una proeza masiva de cartografía cósmica. Han trazado la expansión del Universo utilizando una nueva regla súper larga hecha de galaxias H II, que se extiende desde nuestro patio trasero local hasta una época en la que el Universo tenía solo unos pocos cientos de millones de años. Este estudio, publicado en MNRAS, toma el "diagrama de Hubble" —un mapa que muestra cómo la distancia se relaciona con el corrimiento al rojo (cuánto se ha estirado la luz de un objeto)— y lo extiende hasta un corrimiento al rojo récord de $z \sim 14$ .

Para entender lo que hicieron, imagina a un músico intentando afinar una guitarra. Si sabes que una cuerda específica debería vibrar a una cierta velocidad para producir una nota determinada, puedes saber si la cuerda está floja o tensa simplemente escuchando el tono. En el Universo, las galaxias H II son como esas cuerdas de guitarra. Son estallidos intensos de formación estelar donde estrellas jóvenes y masivas lanzan energía, creando nubes de gas resplandecientes. El artículo se basa en una relación conocida entre la luminosidad (qué tan brillante es la galaxia) y la dispersión de velocidad (qué tan rápido se mueve el gas en su interior). Cuanto más rápido se mueve el gas, más brillante tiende a ser la galaxia.

El equipo reunió una muestra masiva de 243 de estas galaxias. Incluyeron 36 galaxias "ancla" cercanas, cuyas distancias ya eran conocidas mediante otros métodos (como medir el brillo de tipos específicos de estrellas). Luego, añadieron 107 galaxias H II locales y un enorme lote de galaxias distantes observadas por el Telescopio Espacial James Webb (JWST) y el radiotelescopio ALMA. Algunos de estos nuevos objetivos están tan lejos que su luz ha estado viajando durante más de 13 mil millones de años, originándose cuando el Universo estaba en su "amanecer cósmico".

El gran descubrimiento: Las reglas no han cambiado

La parte más emocionante del artículo es lo que encontraron cuando observaron las galaxias más antiguas y distantes. Por un tiempo, existía la preocupación de que la "cuerda de la guitarra" pudiera cambiar su afinación con el tiempo. Algunos investigadores habían sugerido que, en el Universo temprano, estas galaxias podrían comportarse de manera diferente, haciendo que la relación entre su velocidad y su brillo fuera más plana o se rompiera. Si eso fuera cierto, usar ellas como una regla para el universo temprano sería como intentar medir una habitación con una banda elástica que se estira de forma distinta por la mañana que por la tarde.

Sin embargo, este artículo demuestra que las reglas no han cambiado en absoluto. Los autores encontraron que la relación entre el brillo y la velocidad del gas se mantiene sólida como una roca, incluso para galaxias con corrimientos al rojo tan altos como $z \sim 14$ . Ya sea que observaran galaxias cercanas o galaxias del amanecer de los tiempos, la "afinación" era la misma. Los datos no muestran evidencia de que la física que gobierna estas regiones de formación estelar haya evolucionado significitivamente durante el 98% de la historia del Universo. Esto es algo trascendental porque significa que las galaxias H II son una forma fiable e independiente de medir distancias cósmicas a través de casi toda la edad del Universo.

Lo que esto nos dice sobre la energía oscura

Con esta regla fiable en mano, el equipo calculó la historia de la expansión del Universo. Probaron diferentes modelos de cómo se expande el Universo, mirando específicamente la energía oscura, la misteriosa fuerza que impulsa la aceleración de la expansión.

Utilizando un modelo estándar llamado $\Lambda$ CDM (que asume que la energía oscura es una fuerza constante), calcularon la constante de Hubble ( $h$ ) y la densidad de materia ( $\Omega_m$ ). Sus resultados son:

$h = 0.725 \pm 0.040$
$\Omega_m = 0.308^{+0.043}_{-0.053}$

También probaron modelos donde la energía oscura podría cambiar con el tiempo (usando los parámetros $w_0$ y $w_a$ ). Sus hallazgos sugieren que la energía oscura se comporta de forma muy similar a una constante, con valores consistentes con el modelo cosmológico estándar. Por ejemplo, encontraron que $w_0 = -0.96^{+0.53}_{-0.21}$ , lo cual es muy cercano al valor de $-1$ esperado para una energía oscura constante.

Por qué es importante

El artículo descarta explícitamente la idea de que la relación $L-\sigma$ (el vínculo entre brillo y velocidad) cambie significativamente en corrimientos al rojo altos. Los autores argumentan que las sugerencias previas de una "pendiente más plana" para galaxias distantes se debieron probablemente a rangos de datos limitados, no a un cambio real en la física. Al confirmar que estas galaxias se comportan de la misma manera en el universo temprano que hoy, los autores han abierto una nueva vía para probar nuestra comprensión del cosmos.

No solo encontraron un nuevo número; validaron un método. Al demostrar que las galaxias H II funcionan como una "vela estandarizable" desde $z \sim 0$ hasta $z \sim 14$ , han dotado a los cosmólogos de una poderosa herramienta nueva para verificar si nuestras teorías actuales sobre la expansión del Universo son correctas. Los resultados se alinean estrechamente con otros estudios importantes que utilizan supernovas, reforzando la idea de que nuestro modelo actual del Universo va por el buen camino, incluso cuando miramos hacia atrás a los primeros momentos de la historia cósmica.

En resumen, la historia de la expansión del Universo se está escribiendo con una pluma nueva, y hasta ahora, la historia parece consistente desde la primera página hasta la última. Las "cuerdas de la guitarra" del universo temprano cantan la misma canción que las de nuestro patio trasero, demostando que las leyes fundamentales de la física han sido constantes durante miles de millones de años.

Resumen Técnico: Trazando la expansión del Universo desde $z \sim 0$ hasta $z \sim 14$ con galaxias HII

Planteamiento del problema
El modelo cosmológico estándar depende en gran medida de las supernovas de tipo Ia (SNIa), las anisotropías del Fondo Cósmico de Microondas (CMB) y las Oscilaciones Acústicas de Bariones (BAO) para restringir la historia de la expansión del Universo y la naturaleza de la energía oscura. Sin embargo, extender los indicadores de distancia independientes hacia la época del amanecer cósmico ( $z > 6$ ) y la era de la reionización sigue siendo un desafío significativo. Si bien la relación luminosidad–dispersión de velocidades ( $L-\sigma$ ) de las regiones H II extragalácticas gigantes (GEHRs) y las galaxias H II (HIIGs) se ha establecido como una vela estandarizable para el Universo local e intermedio, su validez en redshifts extremadamente altos ( $z \gtrsim 10$ ) no había sido rigurosamente probada. Además, la literatura reciente (por ejemplo, Cao & Ratra 2024) sugirió una evolución potencial en la pendiente de la relación $L-\sigma$ en altos redshifts, lo que comprometería su utilidad como sonda cosmológica. Este artículo aborda la necesidad de extender el diagrama de Hubble de HIIG/GEHR a redshifts sin precedentes ( $z \approx 14$ ) para probar la robustez de la relación $L-\sigma$ y proporcionar restricciones independientes sobre los parámetros cosmológicos, específicamente la constante de Hubble ( $H_0$ ), la densidad de materia ( $\Omega_m$ ) y la ecuación de estado de la energía oscura ( $w$ ).

Metodología
Los autores construyeron una muestra unificada de 243 objetos, que comprende:

Anclajes locales: 36 sistemas cercanos con mediciones de distancia primarias (Cefeidas o TRGB).
Redshift bajo/intermedio: 107 HIIGs de compilaciones previas ( $0.01 \le z \le 0.15$ ) y 49 objetos de $0.6 \le z \le 4$ .
Alto Redshift ( $z > 4$ ): Una combinación de objetivos de JWST/NIRSpec previamente publicados y una nueva submuestra que se extiende hasta $z \sim 14$ .

Adquisición y homogeneización de datos:

Nueva submuestra: El estudio incluye 12 nuevos objetos de alto redshift. Nueve fueron observados con JWST/NIRSpec (midiendo líneas de Balmer y [O III]), mientras que tres objetivos de redshift extremadamente alto ( $z > 12$ ) utilizaron un enfoque híbrido: dispersiones de velocidad derivadas de detecciones de la línea [O III] 88 $\mu$ m de ALMA y flujos de líneas ópticas en el reposo de JWST/MIRI.
Correcciones: Las mediciones fueron homogeneizadas a través de toda la muestra. Esto incluyó correcciones consistentes para el ensanchamiento instrumental y térmico, extinción (usando la ley de la Barra SMC de Gordon et al. 2003), y la transformación de las dispersiones de velocidad basadas en [O III] a la escala de las líneas de Balmer cuando fue necesario.
Tratamiento de lentes: Para contabilizar la dispersión por magnificación en altos redshifts, los autores modelaron los efectos de lente gravitacional utilizando un formalismo de magnificación log-normal (Holz & Linder 2005). Esto se trató como una variable latente marginalizada en el análisis de verosimilitud para corregir los sesgos de conservación de flujo.

Inferencia cosmológica:
El análisis empleó un algoritmo de muestreo anidado (MultiNest) para inferir los parámetros cosmológicos. La función de verosimilitud comparó el módulo de distancia observado (derivado de la relación $L-\sigma$ ) contra el módulo de distancia teórico predicho por varios modelos cosmológicos.

Modelos probados: $\Lambda$ CDM plano y no plano, $w$ CDM (ecuación de estado de la energía oscura constante), y parametrizaciones de Chevallier-Polarski-Linder (CPL) (que permiten una $w(z)$ evolutiva $w(z) = w_0 + w_a z/(1+z)$ ).
Parámetros: El estudio restringió la constante de Hubble reducida $h$ , la densidad de materia $\Omega_m$ , y los parámetros de la energía oscura $w_0$ y $w_a$ , junto con los parámetros de molestia ( $\alpha, \beta$ ) que definen la relación $L-\sigma$ .

Resultados clave

Estabilidad de la relación $L-\sigma$ : El estudio no encuentra evidencia de una evolución significativa en la relación $L-\sigma$ a través del rango de redshift de $z \sim 0$ a $z \sim 14$ . La pendiente e intercepto derivados para la muestra de alto redshift ( $z > 3$ ) son estadísticamente consistentes con los de la muestra de anclaje local y las HIIG de bajo redshift. Esto contradice directamente las afirmaciones de una pendiente de aplanamiento en altos redshifts, atribuyendo tales hallazgos previos a rangos de luminosidad limitados en conjuntos de datos anteriores.
Restricciones cosmológicas (Flat $\Lambda$ CDM): Utilizando la muestra conjunta de anclaje + HIIG, los autores obtienen:
- $h = 0.725 \pm 0.040$
- $\Omega_m = 0.308^{+0.043}_{-0.053}$
  Estos valores son consistentes con la cosmología de concordancia y las inferencias recientes de SNIa/BAO (por ejemplo, Pantheon+).
Restricciones de la energía oscura:
- Asumiendo una $w$ constante: $w_0 = -0.96^{+0.53}_{-0.21}$ .
- Asumiendo la parametrización CPL: $w_0 = -0.92^{+0.57}_{-0.34}$ y $w_a = -0.48^{+0.60}_{-1.50}$ .
  Todos los resultados son consistentes con una constante cosmológica ( $w = -1$ ) dentro de las incertidumbres actuales.
Figura de Mérito: La inclusión de datos de JWST de alto redshift mejoró la Figura de Mérito (FoM) para el modelo CPL en aproximadamente un 7% en comparación con análisis previos de solo HIIG.

Significancia y alegatos
El artículo afirma que las galaxias H II sirven como un trazador viable y completamente independiente de la historia de la expansión del Universo, cubriendo aproximadamente el 98% del tiempo cósmico. La principal significancia radica en:

Extender el brazo de palanca de Redshift: Lograr llevar el diagrama de Hubble de las HIIG hasta $z \sim 14$ , sondeando la historia de la expansión durante las épocas del amanecer cósmico y la reionización.
Validar la Vela Estándar: Demostrar que los procesos físicos que gobiernan la relación $L-\sigma$ (propiedades foto-cinemáticas de cúmulos estelares jóvenes masivos) permanecen uniformes desde el Universo local hasta el Universo temprano, desafiando modelos que sugieren una no-universalidad en los mecanismos de formación estelar.
Verificación Independiente: Proporcionar restricciones sobre $H_0$ y la energía oscura que son independientes de la escala de distancia de las SNIa y del CMB, ayudando a contrastar el modelo cosmológico estándar y reducir los sesgos sistemáticos.

Los autores concluyen que, si bien las incertidumbres actuales son aún mayores que las de las SNIa, el método ofrece una vía prometedora para probar $\Lambda$ CDM y la evolución de la energía oscura mucho más allá de la reionización, esperando que los futuros datos de JWST estrechen aún más estas restricciones.

La regla cósmica que alcanza el amanecer

El gran descubrimiento: Las reglas no han cambiado

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