Formation of neutron stars via accretion-induced collapse and core-merger-induced collapse inside planetary nebulae from white dwarf binaries

Resumen Técnico: Formación de Estrellas de Neutrones mediante Colapso Inducido por Acreción (AIC) y Colapso Inducido por Fusión del Núcleo (CMIC) dentro de Nebulosas Planetarias

Enunciado del Problema
Si bien la formación de estrellas de neutrones (EN) mediante colapso inducido por acreción (AIC) y colapso inducido por fusión (MIC) es una vía teórica conocida, el escenario específico de que estos eventos ocurran dentro de nebulosas planetarias (NP) no ha sido considerado seriamente en la literatura previa. Los estudios existentes han abordado la formación de EN después de NP o supernovas de colapso del núcleo dentro de NP bajo condiciones específicas de un tercer cuerpo, pero la formación directa de una EN dentro de una NP a través de canales de evolución binaria que involucran enanas blancas (EW) y estrellas gigantes permanece inexplorada. Este artículo aborda la brecha en la comprensión de si las binarias de enanas blancas de oxígeno-neón-magnesio (ONeMg) pueden evolucionar para formar EN mientras aún están incrustadas en las estructuras nebulares de sus sistemas progenitores.

Metodología
El estudio emplea dos enfoques computacionales distintos para modelar dos canales evolutivos propuestos:

1. Simulaciones de Evolución Estelar (MESA):

   • Código: Se utiliza el código Módulos para Experimentos en Astrofísica Estelar (MESA) (versión 15140) para simular la evolución binaria 1D.
   • Sistema: Un sistema binario compuesto por una EN ONeMg no magnética de 1.2 $M_\odot$ y una estrella Gigante Roja (GR) de 1.5 $M_\odot$ con un período orbital inicial de 120 días.
   • Física: La simulación incorpora transferencia de masa por desbordamiento del lóbulo de Roche (RLOF) utilizando la prescripción de Kolb & Ritter (1990), vientos estelares (Reimers para RGB, Blocker para AGB) y evolución del momento angular.
   • Física de Acreción: La eficiencia de retención de masa se calcula basándose en prescripciones de combustión estable de hidrógeno y helio (Hillman et al. 2015; Kato & Hachisu 2004). Se rastrea el crecimiento de la masa de la EN hasta que se acerca al límite de Chandrasekhar.

2. Síntesis de Población Binaria (BPS):

   • Código: Se utiliza una versión actualizada del código BSE (Evolución de Estrellas Binarias) para simular $10^7$ binarias primordiales.
   • Condiciones Iniciales: Las masas primarias siguen la función de masa inicial de Kroupa et al. (1993); las relaciones de masa siguen una distribución plana; las separaciones iniciales siguen una distribución de ley de potencia; la metalicidad se fija en $Z=0.02$.
   • Física: El modelo incluye transferencia de masa, vientos estelares, interacciones de marea, evolución de envoltura común (EC) (utilizando el formalismo $\alpha$ con $\alpha_{EC}=1.0$ y $\lambda=0.5$) y patadas de supernova.
   • Enfoque: La simulación rastrea específicamente las binarias de EN ONeMg donde la EN se fusiona con el núcleo de una compañera gigante durante la fase de EC, siempre que la masa total del núcleo exceda el límite de Chandrasekhar ($1.44 M_\odot$).

Contribuciones Clave y Canales Propuestos
El artículo propone dos vías evolutivas novedosas para la formación de EN dentro de NP:

1. Canal de Nebulosa Simbótica (AIC):

   • Mecanismo: En una binaria EW-GR (o EW-AGB), la compañera gigante pierde masa mediante vientos estelares y/o RLOF estable. Esta masa forma una nebulosa que rodea la binaria. La EN ONeMg central acrecionadora crece en masa mediante acreción estable hasta alcanzar el límite de Chandrasekhar y sufrir AIC.
   • Ionización de la Nebulosa: La nebulosa resultante (denominada "nebulosa simbiótica") es ionizada por el núcleo caliente de la estrella gigante o por la propia EN acrecionadora.
   • Resultado: La formación de una EN que probablemente retiene a su compañera EW, creando un sistema binario EN-EW.

2. Canal de Colapso Inducido por Fusión del Núcleo (CMIC):

   • Mecanismo: Durante la fase de transferencia de masa inestable de una binaria de EN ONeMg, el sistema entra en una fase de Envoltura Común (EC). La EN espiraliza hacia el interior y se fusiona con el núcleo caliente de la compañera gigante.
   • Condición de Colapso: Si la masa combinada de la EN y el núcleo de la gigante excede el límite de Chandrasekhar, la fusión desencadena un colapso (CMIC) en lugar de una supernova de Tipo Ia.
   • Resultado: La formación de una EN recién nacida (potencialmente un púlsar) incrustada dentro del material de EC en expansión, lo cual puede manifestarse como una nebulosa planetaria o una nebulosa de viento de púlsar.

Resultados

• Resultados de la Simulación MESA:

  • La simulación demuestra que una EN ONeMg puede acrecionar suficiente masa de una compañera GR para alcanzar el límite de Chandrasekhar.
  • Durante la evolución, la GR pierde aproximadamente $0.4 M_\odot$, con aproximadamente la mitad acrecionada por la EN y el resto expulsado para formar una nebulosa circundante.
  • La masa del núcleo de la compañera gigante permanece suficientemente masiva ($>0.3 M_\odot$) para alcanzar temperaturas efectivas capaces de ionizar la nebulosa, incluso después del despojo de la envoltura.
  • El estudio señala que simulaciones anteriores similares (por ejemplo, Ablimit 2023) no discutieron las NP resultantes; este trabajo vincula explícitamente la pérdida de masa con la formación de nebulosas.
  • En casos que involucran EN altamente magnetizadas, la masa expulsada podría ser significativamente mayor, formando potencialmente nebulosas bipolares mediante el lanzamiento de chorros.

• Resultados de la Simulación BPS:

  • La tasa de formación galáctica para EN formadas mediante CMIC dentro de NP se estima en $\sim 3.6 \times 10^{-4} \text{ yr}^{-1}$ (asumiendo una tasa de formación estelar de $2 M_\odot \text{ yr}^{-1}$).
  • Las distribuciones de masa de EC y masa total del núcleo para sistemas que conducen a CMIC muestran un amplio rango adecuado para la formación tanto de nebulosas como de EN.
  • Las EN calientes y los núcleos gigantes durante el proceso de espiralización pueden alcanzar temperaturas ($\sim 30,000$ K) suficientes para ionizar la EC, mientras que la EN recién nacida puede alimentar aún más la nebulosa mediante un viento de púlsar.

Significado y Afirmaciones
El artículo afirma ser el primero en considerar y modelar seriamente la formación de estrellas de neutrones dentro de nebulosas planetarias mediante evolución binaria.

• Novedad: Introduce el concepto de "nebulosas simbióticas" formadas por la transferencia de masa EW-GR que conduce a AIC, y expande la definición de CMIC para incluir fusiones dentro de la EC de binarias de EN que resultan en EN dentro de NP.
• Población: El autor sugiere que la Vía Láctea podría albergar docenas de sistemas binarios EN-EW formados a través del canal AIC descrito.
• Perspectivas Observacionales: El artículo postula que los telescopios de próxima generación basados en tierra y en el espacio podrían pronto proporcionar evidencia convincente de estos escenarios, particularmente a través de observaciones de nebulosas de viento de púlsar ubicadas dentro de nebulosas planetarias en expansión.
• Impacto Teórico: Estos hallazgos ofrecen nuevos conocimientos sobre fenómenos raros como colapsos y explosiones de EN que ocurren dentro del entorno específico de las nebulosas planetarias, refinando nuestra comprensión de la evolución estelar binaria.