Galaxy formation in modified gravity -- II. galaxy halo connection and assembly bias

Résumé technique : Formation des galaxies en gravité modifiée – II. Connexion entre les halos de galaxies et le biais d'assemblage

Énoncé du problème
Les relevés cosmologiques modernes (par exemple, DESI, Euclid) visent à contraindre les paramètres cosmologiques et à tester les théories de la gravité en cartographiant la structure à grande échelle (LSS) de l'Univers. Cependant, l'interprétation de ces données est limitée par les incertitudes liées à la « connexion galaxie-halo » — la correspondance entre les galaxies observées et les halos de matière noire sous-jacents. Les analyses standards reposent souvent sur le modèle de la Distribution d'Occupation des Halos (HOD), qui suppose que l'occupation des galaxies dépend uniquement de la masse du halo. Cette hypothèse néglige le « biais d'assemblage » (AB), où la formation des galaxies dépend également de propriétés secondaires du halo, telles que l'historique de formation, l'environnement et la concentration. Bien que l'AB soit connu pour affecter le regroupement (clustering) dans le modèle standard $\Lambda$CDM, son comportement dans les théories de Gravité Modifiée (MG), particulièrement dans la gravité $f(R)$, reste mal compris. L'interaction complexe entre les mécanismes de criblage de la MG (par exemple, le criblage chameleon) et la physique de la formation des galaxies pourrait introduire des biais significatifs dans l'estimation des paramètres cosmologiques si elle n'est pas correctement prise en compte.

Méthodologie
Les auteurs utilisent des simulations hydrodynamiques de pointe réalisées avec le code MG-AREPO, qui incorpore toute la physique baryonique du modèle IllustrisTNG mais adaptée à la gravité $f(R)$. La suite de simulations comprend une gamme de modèles $f(R)$ de Hu-Sawicki avec des intensités variables de la cinquième force, notée par la magnitude du champ scalaire de fond aujourd'hui, $|f_{R0}| = 10^{-x}$ (où $x \in \{4.0, 4.5, 5.0, 5.5, 6.0\}$), ainsi qu'un contrôle $\Lambda$CDM standard ($f_{R0}=0$).

À partir de ces simulations, les auteurs génèrent des catalogues fictifs pour deux populations de galaxies pertinentes pour les relevés de l'Étape IV :

1. Galaxies Rouges Lumineuses (LRG) : Sélectionnées par classement de la masse stellaire.
2. Galaxies à Lignes d'Émission (ELG) : Sélectionnées sur la base du taux de formation stellaire spécifique (sSFR) et d'un seuil de masse stellaire ($M_\star > 2,5 \times 10^{10} M_\odot$) pour atténuer les effets de résolution.

L'étude se déroule en trois étapes :

1. Ajustement HOD : Les auteurs ajustent les modèles HOD standards (Zheng et al. 2005 pour les LRG ; Alam et al. 2020 pour les ELG) aux données de simulation afin de déterminer comment les paramètres HOD évoluent avec le redshift et la force de la gravité.
2. Analyse de la dépendance secondaire : Les catalogues de galaxies sont divisés en quartiles basés sur des propriétés secondaires des halos : la densité environnementale (définie par la surdensité dans un anneau sphérique) et la concentration du halo. Les paramètres HOD sont ajustés indépendamment pour chaque quartile afin de quantifier la dépendance de l'occupation des galaxies sur ces propriétés.
3. Quantification du biais d'assemblage : Les auteurs génèrent des catalogues de galaxies fictifs en utilisant trois prescriptions HOD : (i) le HOD de base basé uniquement sur la masse, (ii) un HOD dépendant de l'environnement, et (iii) un HOD dépendant de la concentration. Ils comparent la fonction de corrélation à grande échelle ($\xi_{LS}$) de ces catalogues fictifs par rapport à la « vérité terrain » mesurée directement à partir des simulations hydrodynamiques pour quantifier le biais d'assemblage résiduel.

Principales contributions et résultats

• Séquence évolutive des effets de la MG : L'étude identifie une séquence évolutive distincte dans la manière dont la MG affecte la connexion galaxie-halo. À mesure que la cinquième force « décrible » (unscreens) les halos au fil du temps, les modèles progressent à travers des régimes de décriblage initial, de rattrapage et de tarissement (quenching). Cette séquence explique le comportement non monotone des paramètres HOD (par exemple, $M_c$, $p_{max}$, $M_1$) à travers différents modèles de gravité et redshifts. Par exemple, dans les modèles de MG plus faibles, la transition de l'état criblé à l'état décriblé se produit plus tard, conduisant à des comportements HOD différents par rapport aux modèles plus forts au même redshift.
• Effet de saturation : Les auteurs confirment un effet de « saturation » où l'impact de la MG sur la formation et le regroupement des galaxies atteint une limite. Les modèles de MG plus forts (par exemple, F4.0, F4.5) finissent par se « rattraper » les uns les autres en termes de paramètres HOD, suggérant que pour un critère de sélection de galaxies fixé, l'univers ne peut pas produire indéfiniment plus de galaxies ; la MG accélère principalement le calendrier de formation plutôt que de créer un excès infini de galaxies.
• Dépendances secondaires :
  • Environnement : Il existe une forte dépendance des paramètres HOD à la densité environnementale dans les modèles $\Lambda$CDM et MG. Dans la MG, cela est exacerbé par le mécanisme de criblage chameleon, qui fait que le décriblage se produit d'abord dans les environnements de faible densité.
  • Concentration : Bien que les paramètres HOD montrent une dépendance significative à la concentration du halo, cette dépendance ne se traduit pas par une réduction significative du biais d'assemblage lorsqu'elle est utilisée pour générer des catalogues fictifs.
• Magnitude du biais d'assemblage :
  • Négliger le biais d'assemblage (en utilisant un HOD de base basé uniquement sur la masse) sous-estime la force du regroupement des galaxies de 10 à 20 % dans le modèle $\Lambda$CDM à $z \lesssim 1$.
  • Dans les modèles de MG, l'effet d'AB est non monotone et peut être significativement différent de celui de $\Lambda$CDM. Par exemple, dans le modèle F5.5, l'effet d'AB est plus fort que dans la GR, tandis que dans les modèles F4.0 et F4.5, il peut être plus faible.
  • Crucialement, la direction et la magnitude de l'effet d'AB dans la MG peuvent différer de celles de $\Lambda$CDM, ce qui pourrait conduire à une mauvaise identification du modèle de gravité si les pipelines d'analyse standards sont utilisés.
• Stratégie d'atténuation : Étendre le modèle HOD de base pour inclure la densité environnementale comme variable secondaire réduit l'effet de biais d'assemblage à 2–3 % pour $z \lesssim 0,5$ à travers tous les modèles (incluant $\Lambda$CDM et divers scénarios $f(R)$). En revanche, étendre le modèle avec la concentration du halo ne réduit pas significativement l'effet d'AB.

Signification et affirmations
L'article affirme que le modèle HOD de base est insuffisant pour les tests de cosmologie de précision impliquant la gravité modifiée, particةment pour les galaxies à lignes d'émission (ELG). Les auteurs soutiennent que l'interaction complexe entre le criblage de la MG et la formation des galaxies crée des signatures de biais d'assemblage qui diffèrent qualitativement et quantitativement de la gravité standard.

La principale signification réside dans la démonstration que l'intégration de la densité environnementale dans le modèle HOD fournit un point de départ bien motivé et efficace pour minimiser les systématiques du biais d'assemblage. Ceci est particulièrement pertinent pour les futurs relevés comme DESI et Euclid, qui sondent les échelles où le biais d'assemblage est fort. Les auteurs avertissent que ne pas tenir compte de ces effets pourrait biaiser l'inférence des paramètres cosmologiques ou conduire à des conclusions erronées concernant la nature de la gravité. Ils concluent que, bien que le HOD dépendant de l'environnement réduise l'AB à un niveau résiduel ($\lesssim 3 \%$ à bas $z$), des travaux supplémentaires avec des simulations plus larges et à plus haute résolution sont nécessaires pour éliminer totalement ces systématiques et tester des extensions HOD plus sophistiquées.