EMPRESS. XV. A New Determination of the Primordial Helium Abundance Suggesting a Moderately Low $Y_\mathrm{P}$ Value

Resumo Técnico: EMPRESS. XV. Uma Nova Determinação da Abundância de Hélio Primordial

1. O Problema e o Contexto Científico

O modelo cosmológico padrão ($\Lambda$CDM) enfrenta tensões significativas, notadamente a "Tensão de Hubble" ($H_0$), onde medições locais divergem das previsões baseadas na Radiação Cósmica de Fundo (CMB) do Planck. Uma possível solução para essa tensão envolve um aumento no número efetivo de espécies de neutrinos ($N_{eff}$) além do valor padrão de 3.044.

A abundância primordial de hélio ($Y_P$) é um dos principais indicadores para restringir $N_{eff}$, pois depende da taxa de expansão do universo durante a Nucleossíntese do Big Bang (BBN). No entanto, determinações anteriores de $Y_P$ baseadas em galáxias pobres em metais (MPGs) sofrem de grandes incertezas sistemáticas e estatísticas, exigindo extrapolações significativas para a metalicidade zero. A falta de galáxias extremamente pobres em metais (EMPGs; $Z < 0.1 Z_\odot$) limita a precisão, pois essas galáxias estão mais próximas das condições primordiais. Além disso, a degenerescência entre temperatura e densidade eletrônica nas regiões HII dificulta a medição precisa das linhas de emissão de hélio.

2. Metodologia

Os autores realizaram uma análise combinada de novos dados observacionais e dados da literatura para refinar a determinação de $Y_P$.

• Observações:

  • Foram observadas 29 galáxias (incluindo 14 EMPGs) usando o telescópio Subaru com os instrumentos SWIMS e MOIRCS (espectroscopia no infravermelho próximo).
  • O objetivo principal foi detectar a linha de emissão He I $\lambda$10830 Å, crucial para quebrar a degenerescência entre densidade e temperatura eletrônica, combinada com a linha P$\gamma$.
  • Dados ópticos foram obtidos de observações anteriores (SDSS, Keck/LRIS, Magellan/MagE) para medir linhas de hidrogênio, oxigênio, nitrogênio e enxofre.

• Análise de Dados e Modelagem:

  • Modelagem de Fotoionização: Utilizou-se o código YMCMC (baseado em Hsyu et al. 2020) para ajustar os parâmetros físicos (temperatura $T_e$, densidade $n_e$, correção de avermelhamento, absorção estelar) reproduzindo as razões de fluxo das linhas de emissão.
  • Seleção de Amostra:
    • Critérios rigorosos foram aplicados: as galáxias devem ter linhas de He I e H I bem reproduzidas pelo modelo (dentro de 2$\sigma$), ter contribuição de hélio neutro ($y^0$) negligenciável (baseado no parâmetro de suavidade da radiação $\eta_{rds}$) e não serem ricas em nitrogênio (excluindo galáxias com $\log(N/O) > -1.0$ para evitar contaminação de enriquecimento químico não primordial).
    • A amostra final consistiu em 67 galáxias (9 novas da amostra Subaru + 58 da literatura).
  • Determinação de $Y_P$:
    • Foi estabelecida uma correlação linear entre a abundância de hélio ($y$) e a de oxigênio ($O/H$): $y = y_P + \frac{dy}{d(O/H)}(O/H)$.
    • O valor primordial $y_P$ (e consequentemente $Y_P$) foi obtido pela extrapolação para $O/H = 0$ usando uma função de verossimilhança que inclui um espalhamento intrínseco ($\sigma_{int}$).
    • Foram testadas variações sistemáticas: diferentes dados atômicos (CHIANTI vs. padrão), diferentes distribuições a priori (permitindo valores negativos para parâmetros físicos próximos de zero) e diferentes métodos de estimativa (mediana vs. máxima verossimilhança).

3. Contribuições Principais

• Aumento da Amostra de EMPGs: A inclusão de 14 novas galáxias extremamente pobres em metais (EMPGs) observadas pelo Subaru reduz a necessidade de extrapolação em relação a estudos anteriores (que usavam apenas 3 EMPGs), mitigando incertezas sistemáticas associadas à evolução química.
• Uso da Linha He I 10830 Å: A detecção sistemática desta linha no infravermelho próximo permitiu uma determinação mais robusta da densidade eletrônica, resolvendo a degenerescência $T_e$-$n_e$ que afeta medições baseadas apenas em linhas ópticas.
• Análise de Sistemáticas: O estudo realizou uma avaliação abrangente de fontes de erro sistemático, incluindo dados atômicos, escolhas de priors estatísticos e a inclinação da correlação $y$-$O/H$.

4. Resultados

• Abundância Primordial de Hélio ($Y_P$):

  • O valor central obtido é $Y_P = 0.2402 \pm 0.0040$.
  • Este valor é aproximadamente 1$\sigma$ menor do que a maioria das estimativas anteriores (como as de Izotov et al. 2014 e Aver et al. 2015) e do valor previsto pela BBN padrão ($Y_P \approx 0.2467$).
  • O resultado é consistente com determinações recentes de EMPGs (Matsumoto et al. 2022) e com restrições do CMB obtidas pelo telescópio ACT (Atacama Cosmology Telescope).
  • Testes de sistemáticas (mudança de dados atômicos ou priors) variaram o resultado em apenas ~0.0017, o que é comparável à incerteza sistemática estimada, mas não altera a conclusão de um valor baixo.

• Implicações Cosmológicas ($N_{eff}$ e Tensão de Hubble):

  • Combinando $Y_P$ com a abundância primordial de deutério $(D/H)_P$, os autores restringem o número efetivo de neutrinos.
  • No modelo padrão (sem assimetria leptônica), obtém-se $N_{eff} = 2.54^{+0.20}_{-0.25}$.
  • Este valor apresenta uma tensão de ~2$\sigma$ com o valor padrão de $N_{eff} = 3.044$ e com os resultados do Planck.
  • Para aliviar essa tensão, os autores consideram um modelo estendido com assimetria leptônica ($\xi_e \neq 0$), que altera o equilíbrio beta antes da BBN.
  • Ao permitir a variação de $\xi_e$, os resultados são:
    • $N_{eff} = 3.23^{+0.20}_{-0.26}$
    • $\xi_e = 0.05^{+0.02}_{-0.03}$
  • Isso sugere uma assimetria leptônica não nula ao nível de ~2$\sigma$, o que poderia reconciliar a tensão de Hubble ao aumentar a taxa de expansão do universo primordial.

5. Significância e Conclusões

Este trabalho fornece uma das medições mais precisas e sistemáticas de $Y_P$ até o momento, destacando a importância crítica de observar galáxias extremamente pobres em metais (EMPGs) com espectroscopia no infravermelho próximo.

O valor de $Y_P$ ligeiramente mais baixo encontrado reforça a possibilidade de física além do Modelo Padrão, especificamente a existência de uma assimetria leptônica no universo primordial. Embora a evidência atual seja de ~2$\sigma$ (ainda não conclusiva), ela aponta para uma direção promissora para resolver a Tensão de Hubble. O estudo conclui que observações futuras de mais EMPGs e uma avaliação ainda mais rigorosa das incertezas em dados atômicos são essenciais para confirmar se essa tensão é real ou fruto de erros sistemáticos não contabilizados.