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Cosmological constraints on extra radiation and early dark energy with lepton asymmetry and varying quark masses

Este artículo investiga las restricciones cosmológicas sobre la radiación adicional y la energía oscura temprana mediante la incorporación de la asimetría de leptones primordial y la variación de las masas de los quarks en un análisis combinado de datos del CMB, BAO, supernovas y abundancias primordiales, revelando que la asimetría de leptones puede reconciliar las mediciones de helio con constantes de Hubble más altas en modelos de radiación adicional, mientras que la variación de las masas de los quarks es necesaria para relajar las restricciones basadas en el deuterio sobre la energía oscura temprana.

Autores originales: Yo Toda

Publicado 2026-10-30

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CC BY 4.0

Autores originales: Yo Toda

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El universo se está expandiendo y, durante décadas, los astrónomos han podido medir qué tan rápido está ocurriendo esta expansión. Sin embargo, ha surgido un desacuerdo obstinado entre dos formas de medir esta velocidad. Un método observa la luz más antigua del cosmos, el fondo cósmico de microondas, que es un tenue resplandor dejado por el momento en que el universo nació. El otro método observa estrellas y galaxias cercanas para medir la expansión directamente. Cuando los científicos utilizan el modelo estándar de la cosmología para interpretar la luz antigua, obtienen una velocidad más lenta de lo que se mide localmente. Este desajuste, conocido como la tensión de Hubble, sugiere que nuestra comprensión actual de la historia del universo podría estar omitiendo una pieza del rompecabezas. Para resolver esto, los investigadores han propuesto que algo extra pudo haber existido en el universo muy temprano, quizás una forma oculta de radiación o un estallido de energía que aceleró la expansión justo antes de que se formaran los primeros átomos.

Un nuevo estudio de Yo Toda, de la Universidad de Tecnología de Kochi, investiga si estas adiciones propuestas pueden realmente solucionar la discrepancia de velocidad sin romper las reglas de cómo se crearon los primeros elementos del universo. El universo temprano era una sopa caliente y densa donde los protones y neutrones se fusionaron para formar los primeros núcleos de hidrógeno, helio y deuterio en un proceso llamado nucleosíntesis del Big Bang. Este proceso es increíblemente sensible a las condiciones de la época. Si el universo se expandiera demasiado rápido, o si hubiera demasiados tipos de partículas, la cantidad de helio y deuterio producidos cambiaría. Las mediciones recientes, altamente precisas, de estos elementos antiguos ahora concuerdan perfectamente con el modelo estándar, lo que hace muy difícil que nuevas teorías se cuelen sin ser detectadas. El trabajo de Toda plantea una pregunta específica: ¿podemos introducir radiación extra o energía temprana, y quizás ajustar otras variables ocultas como el equilibrio de partículas o la masa de diminutos bloques de construcción, para aumentar la velocidad de expansión y, al mismo tiempo, coincidir con las cantidades observadas de estos elementos antiguos?

El investigador combinó los datos más recientes del satélite Planck, que mapeó el fondo cósmico de microondas, con nuevas mediciones de distribuciones de galaxias de la encuesta DESI y observaciones de supernovas distantes. Crucialmente, el estudio incorporó las mediciones más precisas y recientes de helio y deuterio primordiales. El equipo probó varios escenarios. En uno, permitieron la radiación extra y un desequilibrio específico entre materia y antimateria en forma de neutrinos, conocido como asimetría leptónica. En otro, examinaron una forma de energía oscura temprana, un campo de energía temporal que aceleró brevemente el crecimiento del universo. También probaron si la masa de los quarks más ligeros, las partículas que componen los protones y neutrones, podría haber sido ligeramente diferente durante la formación de los primeros elementos.

Los resultados revelaron una división clara en cómo se sostienen estas diferentes ideas. Cuando el equipo analizó el modelo de radiación extra, descubrieron que este podía, de hecho, ayudar a resolver la tensión, pero solo si permitían ese desequilibrio específico de partículas. Sin este desequilibrio, la radiación extra habría producido demasiado helio, contradiciendo las nuevas mediciones precisas. Sin embargo, cuando incluyeron el desequilibrio, la radiación extra pudo ser mayor, y la velocidad inferida de la expansión del universo aumentó a 69.24 kilómetros por segundo por megaparsec. Este valor es mucho más cercano a las mediciones locales que la predicción del modelo estándar, reduciendo el desacuerdo estadístico entre los dos métodos de casi seis desviaciones estándar a poco más de tres. Esto sugiere que un universo con un poco más de radiación y un ligero sesgo en el equilibrio de los neutrinos es un camino viable, siempre que las mediciones de helio permanezcan como están.

La historia fue diferente para el modelo de energía oscura temprana. Esta teoría propone un campo de energía temporal que acelera la expansión, pero tiende a favorecer una mayor densidad de materia ordinaria en el universo temprano. Una mayor densidad de materia, a su vez, conduce a la producción de menos deuterio. Las nuevas y precisas mediciones de deuterio son muy estrictas con esta cantidad. El estudio encontró que añadir asimetría leptónica no ayudó al modelo de energía oscura temprana; el desequilibrio afectó al helio pero no solucionó el problema del deuterio. Sin embargo, otro ajuste funcionó. Cuando los investigadores permitieron que la masa de los quarks ligeros variara ligeramente durante la formación de los primeros elementos, el modelo pudo acomodar una fracción mayor de energía oscura temprana. Un pequeño aumento en la masa de los quarks potencia la producción de deuterio, compensando la reducción causada por la mayor densidad de materia. Este ajuste permitió al modelo de energía oscura temprana alcanzar una velocidad de expansión ligeramente mayor, aunque todavía no resolvió la tensión de manera tan efectiva como el modelo de radiación extra con asimetría leptónica.

El estudio también examinó la masa total de los neutrinos, las partículas fantasmales que atraviesan el universo. Al permitir que la asimetría leptónica variara, los investigadores encontraron que el límite superior de la masa combinada de estos neutrinos podía relajarse ligeramente, pasando de una restricción muy estricta a una un poco más flexible. Esto significa que, si el universo contiene radiación extra, podría ser capaz de soportar un poco más de masa de neutrinos de lo que se pensaba anteriormente sin contradecir los datos.

En última instancia, el artículo concluye que el camino para resolver la tensión de Hubble depende fuertemente de qué cambios físicos específicos se introduzcan. El modelo de radiación extra, cuando se combina con un desequilibrio específico de partículas, emerge como el candidato más prometedor para aumentar la velocidad de expansión mientras se mantiene consistente con las huellas químicas precisas del universo temprano. El modelo de energía oscura temprana también puede mejorar, pero solo si las masas fundamentales de las partículas mismas fueron ligeramente diferentes en el pasado. Estos hallazgos no declaran el misterio resuelto, pero proporcionan un mapa más claro de dónde podría residir la solución. Muestran que la historia del universo es probablemente más compleja de lo que sugiere el modelo estándar, y que la clave para desbloquear la velocidad de expansión puede estar oculta en la sutil química de los primeros minutos después del Big Bang.

Resumen Técnico: Restricciones Cosmológicas sobre la Radiación Extra y la Energía Oscura Temprana con Asimetría de Leptones y Variación de las Masas de los Quarks

Planteamiento del Problema
El modelo cosmológico estándar $\Lambda$ CDM enfrenta la "tensión de Hubble", una discrepancia significativa entre la constante de Hubble ( $H_0$ ) inferida de las observaciones del Fondo Cósmico de Microondas (CMB) y la medida mediante la escala de distancia local. Las soluciones propuestas a menudo implican modificar el Universo temprano para aumentar la tasa de expansión antes de la recombinación, reduciendo así el horizonte de sonido y permitiendo una $H_0$ inferida más alta. Dos clases primarias de tales extensiones son la energía de densidad de radiación extra (parametrizada por el número efectivo de especies de neutrinos, $N_{\text{eff}}$ ) y la Energía Oscura Temprana (EDE) de tipo axión. Sin embargo, estas modificaciones deben permanecer consistentes con las predicciones de la Nucleosíntesis del Big Bang (BBN) para las abundancias de elementos ligeros primordiales, específicamente el helio ( $Y_P$ ) y el deuterio (D/H). Mediciones recientes de alta precisión, particularmente la medición de helio de LBT ( $Y_P = 0.2458 \pm 0.0013$ ) y la compilación de deuterio de la PDG 2026 ( $10^5(\text{D/H})_p = 2.508 \pm 0.029$ ), imponen restricciones estrictas sobre estos modelos. Este artículo investiga si la asimetría de leptones primordial ( $\xi$ ) y las variaciones en las masas de los quarks ligeros ( $\delta_q$ ) pueden relajar estas restricciones de BBN, permitiendo así que estas extensiones alivien la tensión de Hubble mientras permanecen consistentes con los datos observacionales actualizados.

Metodología
El autor realiza análisis de Cadenas de Markov por Monte Carlo (MCMC) utilizando el marco Cobaya con espectros de CMB teóricos computados mediante CAMB. El análisis combina:

Datos de CMB: Temperatura de bajo multipolo de Planck 2018 y polarización de modo E, verosimilitud de alto multipolo NPIPE CamSpec TTTEEE y lente de Planck PR4.
Estructura a Gran Escala: Mediciones de Oscilaciones Acústicas de Bariones (BAO) de DESI DR2.
Supernovas: Muestra de curvas de luz Pantheon+.
Abundancias Primordiales: Verosimilitudes gaussianas independientes para el helio ( $Y_P = 0.2458 \pm 0.0013$ ) y el deuterio ( $10^5(\text{D/H}) = 2.508 \pm 0.029$ ).

El estudio evalúa diez modelos cosmológicos distintos que extienden la línea base de $\Lambda$ CDM plano:

Modelos de Radiación Extra: Variaciones de $N_{\text{eff}}$ combinadas con asimetría de leptones ( $\xi$ ) y/o la masa de neutrinos sumada ( $\sum m_\nu$ ). La asimetría de leptones modifica la relación neutrón-protón a través de reacciones débiles de corriente cargada, afectando $Y_P$ y D/H.
Modelos de Energía Oscura Temprana (EDE): EDE de tipo axión caracterizada por un potencial $V(\phi) = m^2 f^2 [1 - \cos(\phi/f)]^n$ (con $n=3$ ). La fracción de EDE, $f_{\text{EDE}}$ , está restringida por su efecto indirecto en la densidad bariónica ( $\Omega_b h^2$ ) favorecida por los datos cosmológicos, lo que a su vez altera el D/H predicho.
Variación de la Masa de los Quarks: Un parámetro fenomenológico $\delta_q$ que representa la variación de la masa promedio de los quarks ligeros durante la BBN. Esto modifica las energías de enlace nuclear y las longitudes de dispersión, alterando las abundancias primordiales.

Las predicciones de BBN se calculan utilizando tablas de interpolación de PRIMAT, con correcciones aplicadas para $\xi$ y $\delta_q$ basadas en relaciones de ajuste establecidas y coeficientes de respuesta nuclear. El análisis fija la masa de neutrinos sumada en $0.06$ eV en la mayoría de los modelos, excepto donde se muestree explícitamente.

Contribuciones Clave y Resultados

Radiación Extra y Asimetría de Leptones ( $N_{\text{eff}} + \xi$ ):
Cuando $N_{\text{eff}}$ varía por sí sola, las restricciones de BBN (específicamente la medición de helio de LBT) fuerzan a $N_{\text{eff}}$ de regreso hacia su valor estándar ( $3.058 \pm 0.075$ ), suprimiendo la $H_0$ inferida a $68.10 \pm 0.51$ km s $^{-1}$ Mpc $^{-1}$ . Sin embargo, permitir una asimetría de leptones positiva ( $\xi$ ) compensa el aumento de helio causado por la radiación extra. El análisis conjunto produce:
- $N_{\text{eff}} = 3.27 \pm 0.16$
- $\xi = 0.017 \pm 0.011$
- $H_0 = 69.24 \pm 0.92$ km s $^{-1}$ Mpc $^{-1}$
  Esta combinación reduce la tensión gaussiana con la medición de SH0ES ( $73.17 \pm 0.86$ km s $^{-1}$ Mpc $^{-1}$ ) de $5.74\sigma$ (en $\Lambda$ CDM) a $3.12\sigma$ . Crucialmente, este resultado se logra sin requerir una abundancia de helio inferior a la predicción de la BBN estándar.
  Además, permitir la asimetría de leptones relaja el límite superior del 95% para la masa de neutrinos sumada de $0.0640 $eV a$ 0.0777$ eV en el modelo de radiación extra.
Energía Oscura Temprana (EDE):
En el modelo EDE estándar, las restricciones de BBN (impulsadas por la abundancia de deuterio) estrechan el límite superior de la fracción de EDE ( $f_{\text{EDE}}$ ) de $0.0171$ (sin BBN) a $0.0120$, reduciendo $H_0$ a $68.50^{+0.25}_{-0.70}$ km s $^{-1}$ Mpc $^{-1}$ .
- Asimetría de Leptones en EDE: Añadir $\xi$ al modelo EDE no relaja significativamente estas restricciones ( $f_{\text{EDE}} < 0.0113$ , $H_0 = 68.45^{+0.24}_{-0.64}$ ). La medición de helio restringe $\xi$ a valores que no compensan suficientemente la reducción de deuterio causada por la mayor densidad bariónica asociada con EDE.
- Variación de la Masa de los Quarks en EDE: Introducir una variación positiva en la masa de los quarks ligeros ( $\delta_q$ $δ_{q}$ ) compensa eficazmente la reducción de deuterio. El modelo produce:
  - $\delta_q = 0.0072 \pm 0.0044$ (un aumento de aproximadamente un $0.72\%$ en la masa de los quarks durante la BBN)
  - $f_{\text{EDE}} < 0.0187$
  - $H_0 = 68.85^{+0.33}_{-0.96}$ km s $^{-1}$ Mpc $^{-1}$

Este resultado reduce la tensión a $4.02\sigma$ , mejorando significativamente respecto al modelo EDE estándar.

Variación de la Masa de los Quarks en Radiación Extra:
En contraste con el caso de EDE, permitir $\delta_q$ en el modelo de radiación extra ( $N_{\text{eff}} + \delta_q$ ) deja las restricciones sobre $N_{\text{eff}}$ y $H_0$ casi sin cambios en comparación con el modelo de solo $N_{\text{eff}}$ .

Significado y Reivindicaciones
El artículo afirma que la efectividad de la asimetría de leptones y la variación de la masa de los quarks para aliviar la tensión de Hubble depende críticamente del mecanismo de BBN específico que restringe el modelo:

La Asimetría de Leptones es efectiva para la radiación extra porque compensa directamente la producción de helio inducida por una mayor tasa de expansión, permitiendo un $N_{\text{eff}}$ y una $H_0$ mayores consistentes con la precisa medición de helio de LBT.
La Variación de la Masa de los Quarks es efectiva para EDE porque compensa la reducción de deuterio causada por la mayor densidad bariónica favorecida por los modelos EDE.
El estudio demuestra que el modelo de radiación extra con asimetría de leptones proporciona la reducción más significativa de la tensión de Hubble ( $3.12\sigma$ ) entre los escenarios probados, sin requerir desviaciones de las predicciones de helio de la BBN estándar.
Los resultados relativos a la variación de la masa de los quarks se señalan como condicionales a los coeficientes de respuesta nuclear adoptados; el autor enfatiza que el modesto desplazamiento de $\delta_q$ desde cero sugiere que pequeñas modificaciones a la física nuclear de la BBN podrían ser beneficiosas para las soluciones basadas en EDE a la tensión de Hubble.

El autor concluye que las mediciones de precisión de las abundancias primordiales, combinadas con cálculos mejorados de la respuesta nuclear, son esenciales para evaluar estas extensiones al modelo cosmológico estándar.

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