The impact of Hawking radiation from primordial black holes on recombination and the Hubble tension

Resumen Técnico: El impacto de la radiación de Hawking de los Agujeros Negros Primordiales en la recombinación y la tensión de Hubble

Planteamiento del problema
El artículo aborda la "tensión de Hubble", una discrepancia significativa (>5σ) entre la constante de Hubble actual ($H_0$) inferida de las observaciones del Fondo Cósmico de Microondas (CMB) del universo temprano ($H_0 \approx 67.4$ km s$^{-1}$ Mpc$^{-1}$) y las mediciones locales del tiempo tardío utilizando la escala de distancia cósmica ($H_0 \approx 73$ km s$^{-1}$ Mpc$^{-1}$). Los autores investigan si los Agujeros Negros Primordiales (PBH, por sus siglas en inglés) que se evaporan mediante la radiación de Hawking durante la época de la recombinación ($z \approx 1100$) podrían actuar como una fuente adicional de ionización y calentamiento. Este calentamiento retrasaría el proceso de recombinación, desplazando la superficie de última dispersión hacia valores de redshift más bajos, lo que teóricamente aumenta el valor de $H_0$ inferido de los datos del CMB.

Metodología
Los autores utilizaron el código de recombinación recfast (versión 1.5.0) para simular la historia térmica e ionización del Universo. Modificaron el código para incluir la inyección de energía de los PBH en evaporación. Los pasos metodológicos clave incluyeron:

• Mecanismos de ionización: El estudio se centró en la ionización secundaria (calentamiento mediante dispersión Compton y producción de pares) en lugar de la fotoionización directa, ya que los fotones de alta energía procedentes de los PBH ($E \sim 100$ MeV–GeV) tienen una sección eficaz fotoeléctrica baja. Los autores asumieron que toda la energía electromagnética de los PBH en evaporación se deposita eventualmente en el gas circundante, aunque señalaron que las pérdidas de neutrinos (aproximadamente el 40–50% de la luminosidad total) y los factores de cuerpo gris introducen incertidumbres significativas.
• Modelos de población de PBH: Las simulaciones se ejecutaron con Funciones de Masa Inicial (IMF) no mono cromáticas siguiendo leyes de potencia ($M^{-1}$ y $M^{-2}$) a través de un rango de masa de $10^{-20}$ a $10^{-17.5} M_\odot$. Este rango se seleccionó porque los PBH en esta ventana se evaporan completamente durante o antes de la recombinación.
• Espacio de parámetros: Se varió la fracción de materia oscura en forma de PBH ($f_{C,PBH}$ o $\Omega_{PBH}$) de $10^{-6}$ a $10^{-2}$. Las simulaciones calcularon el cambio resultante en la fracción de ionización ($\Delta x$) y el desplazamiento en el redshift de la desvinculación materia-radiación ($z_\star$).
• Cálculo de la constante de Hubble: El desplazamiento en $z_\star$ se convirtió en un cambio fraccional en $H_0$ utilizando la relación $\Delta H_0/H_0 \approx \frac{3}{2} \Delta z / (1+z_\star)$.
• Restricciones: Los autores contrastaron sus resultados con las restricciones existentes de la radiación gamma extragaláctica, la aniquilación de positrones (línea de 511 keV) y el flujo de rayos cósmicos de Voyager 1. También utilizaron CAMB para verificar posibles firmas en el espectro de potencia del CMB (específicamente la polarización de modo E).

Resultos clave

1. Impacto en la recombinación: El calentamiento por PBH retrasa la recombinación. Para una densidad de PBH de $\Omega_{PBH} \approx 10^{-3} \Omega_C$ (con una IMF $M^{-1}$), el redshift de la superficie de última dispersión se desplaza de $z_\star = 1081$ (estándar $\Lambda$CDM) a $z_\star = 1017$.
2. Resolución de la tensión de Hubble: Una densidad de energía de PBH de $\Omega_{PBH} \approx 10^{-3} \Omega_C$ produce un aumento de aproximadamente un 8.9% en $H_0$, lo cual es suficiente para cerrar la brecha entre los datos de Planck del CMB y las mediciones locales de la escala de distancia. Incluso densidades menores ($\Omega_{PBH} \approx 10^{-4} \Omega_C$) producen cambios ($>1.8\%$) mayores que las incertidumbres de medición actuales.
3. Sensibilidad de la IMF: La forma de la IMF es crítica. Una IMF $M^{-2}$ (sesgada hacia masas menores) produce factores de aumento de ionización aproximadamente 6.4 veces mayores que una IMF $M^{-1}$ para la misma densidad total de PBH, debido a que los PBH de menor masa se evaporan más rápidamente y antes.
4. Límites superiores y reionización:
   • Límite superior absoluto: $\Omega_{PBH} < 10^{-2} \Omega_C$. Las densidades por encima de este umbral provocan una "reionización secundaria", manteniendo el Universo ionizado ($x_e \approx 1$) durante periodos prolongados tras la recombinación estándar, lo que contradice las observaciones del CMB.
   • Límites de masa: Los PBH con masas $> 10^{-17.5} M_\odot$ están restringidos porque se evaporarían e ionizarían el medio intergaláctico a redshifts bajos ($z < 100$), lo cual es inconsistente con los datos de la columna de Lyman-$\alpha$.
5. Espectro de potencia del CMB: Aunque los PBH alteran la historia de la ionización, los cambios resultantes en el espectro de potencia de la polarización de modo E (EE) del CMB son sutiles. La diferencia de raíz cuadrática media entre la fracción más alta ($10^{-2}$) y la más baja ($10^{-5}$) de PBH es de solo $\approx 0.6\%$ de la señal pico, lo que sugiere que estos efectos podrían no haber sido descartados definitivamente por los datos de Planck por sí solos.

Significación y afirmaciones
El artículo postula que los PBH en evaporación representan un mecanismo físicamente plausible y no exótico para modificar la historia de ionización del universo temprano y potencialmente aliviar la tensión de Hubble. Sin embargo, los autores mantienen una postura cautelosa respecto a la magnitud de este efecto:

• Incertidumbres: La corrección precisa a $H_0$ se ve dificultada por los "factores de cuerpo gris" (dependientes del espín y la carga desconocidos de los PBH) y las pérdidas de neutrinos, que podrían alterar la tasa de calentamiento efectiva por un factor de dos.
• Sensibilidad: $H_0$ es extremadamente sensible a $\Omega_{PBH}$. Un ligero aumento en la densidad de PBH conduce a un cambio sustancial en la tasa de expansión inferida.
• Conclusión sobre la tensión: Los autores argumentan que, si bien los PBH por sí solos son poco probables para resolver toda la tensión (ya que el desplazamiento del horizonte sonoro introduce otras tensiones con las Oscilaciones Acústicas de Bariones), podrían contribuir significativamente.
• Recomendación: Hasta que las propiedades no gravitatorias de la materia oscura estén mejor restringidas, los autores sugieren que la hipótesis de que la historia de ionización del Universo coincide estrictamente con la historia térmica estándar de $\Lambda$CDM es "demasiado precaria" como para confiar en ella para determinar $H_0$. En consecuencia, sugieren que medir $H_0$ localmente en $z \lesssim 1$ puede ser actualmente un enfoque más robusto que inferirlo a partir del CMB.