Numerical simulations of black hole-neutron star mergers with equal and near-equal mass ratios

Resumen Técnico: Simulaciones Numéricas de Fusiones de Agujero Negro-Estrella de Neutrones con Razones de Masa Iguales y Casi Iguales

Problema y Motivación
La detección del evento de ondas gravitacionales GW230529, interpretado como una fusión de agujero negro-estrella de neutrones (BHNS) con una razón de masa $q \approx 1/2.6$, sugiere la existencia de sistemas BHNS más simétricos de lo que se anticipaba anteriormente. Mientras que los modelos estándar de evolución estelar predicen razones de masa $q \lesssim 1/3.5$, los canales de formación dinámica en cúmulos densos o fusiones de segunda generación pueden producir sistemas con $q \sim 1/2$ o incluso $q \approx 1$. Se espera teóricamente que estos sistemas simétricos produzcan discos de acreción masivos, impulsando potencialmente transitorios electromagnéticos brillantes como las kilonovas. Sin embargo, el espacio de parámetros para razones de masa iguales y casi iguales está escasamente poblado por simulaciones de relatividad numérica (NR). Esta falta de datos limita la precisión de los modelos de formas de onda gravitacionales y las fórmulas de ajuste analítico para las propiedades del remanente, lo que podría conducir a una clasificación errónea de eventos reales y a la pérdida de oportunidades para identificar contrapartes electromagnéticas.

Metodología
Los autores realizan doce simulaciones de NR de fusiones BHNS sin espín utilizando el código BAM. Las simulaciones cubren razones de masa $q \in \{1, 1/2, 1/3\}$ y masas de estrella de neutrones (NS) $m_{NS} \in \{0.8, 1.2, 1.4, 2.2\} M_\odot$. Se emplean dos ecuaciones de estado (EOS): la más blanda SLy y la más rígida DD2. Las simulaciones utilizan representaciones politrópicas por partes para la EOS y evolucionan los sistemas durante aproximadamente nueve órbitas utilizando la formulación conformal Z4 para el espaciotiempo y la formulación de Valencia para la hidrodinámica. Los datos iniciales se construyen con el código FUKA, con una excentricidad reducida por debajo de $10^{-3}$.

El estudio involucra:

1. Análisis de la Forma de Onda Gravitacional: Extracción de formas de onda en múltiples radios, realización de extrapolación de segundo orden y corrección del desplazamiento del centro de masa. Estas se comparan con los modelos de forma de onda IMRPhenomNSBH y SEOBNRv4_ROM_NRTidalv2_NSBH.
2. Verificación de Propiedades del Remanente: Cálculo de las masas de los eyectos dinámicos y los discos de acreción, así como la masa y el espín del agujero negro (BH) remanente a los 10 ms post-fusión. Estos se comparan con fórmulas de ajuste analítico de las Refs. [28, 31, 40, 41].
3. Dinámica del Disco: Análisis de la morfología, las leyes de rotación y las oscilaciones de densidad global de los discos remanentes para configuraciones con masa de disco significativa.
4. Modelado de Acreción: Categorización de los comportamientos de acreción e identificación de la modulación por las oscilaciones del disco.
5. Modelado de Kilonova: Uso del código de transferencia radiativa POSSIS para modelar curvas de luz de kilonovas basadas en perfiles de eyectos dinámicos y un componente de viento esférico añadido (30% de la masa del disco).

Resultados Clave

• Formas de Onda Gravitacionales: Los modelos actuales de formas de onda BHNS (IMRPhenomNSBH y SEOBNRv4) muestran un pobre acuerdo con las formas de onda de NR en el régimen de razón de masa simétrica. La mayoría de los casos exhiben un desfase de aproximadamente 1 radián en el momento de la fusión. Los modelos suelen predecir tiempos de fusión más tempranos y etapas de ringdown extendidas en comparación con los datos de NR. Notablemente, para el caso de la NS de masa subsolar ($m_{NS}=0.8 M_\odot$), la deformabilidad de marea excede el espacio de parámetros válido de los modelos existentes; al extrapolarse, los modelos muestran discrepancias significativas de fase y amplitud.
• Propiedades del Remanente:
  • Masa de Eyectos y de Disco: Las fórmulas de ajuste analítico para la masa de los eyectos dinámicos y la masa del disco muestran un buen acuerdo con los datos de la simulación.
  • Masa del BH Remanente: Las fórmulas analíticas predicen la masa del BH remanente con una excelente precisión (errores generalmente $< 1\%$).
  • Espín del BH Remanente: Las fórmulas de ajuste actualizadas son menos precisas para predecir el espín del remanente, particularmente para sistemas con gran deformabilidad de marea (EOS DD2). Para el caso de la NS subsolar, la predicción del espín se desvía casi un 50%. Los autores sugieren que esto puede deberse al sobreajuste en sistemas con menores deformabilidades de marea y razones de masa más asimétricas.
• Estructura y Dinámica del Disco:
  • Morfología: Los discos de masa igual ($q=1$) se circularizan casi inmediatamente ($\sim 3$ ms post-fusión), mientras que los de $q=1/2$ permanecen perturbados por ondas de densidad espiral y materia de caída (fallback) durante más tiempo, estabilizándose en la axisimetría solo después de $\sim 8$ ms.
  • Ley de Rotación: El momento angular específico sigue una ley de potencia $j \propto \Omega^{-n}$. El exponente $n$ varía radialmente, transitando de un momento angular constante ($n=0$) dentro del ISCO a valores sub-keplerianos en el disco exterior. Esto contradice los supuestos comunes de leyes de rotación fijas en simulaciones axisimétricas de largo plazo.
  • Oscilaciones: Se identifican oscilaciones de densidad de tipo $g$-mode atrapadas globalmente en los discos con masa $> 10^{-2} M_\odot$. Sus frecuencias se alinean con la frecuencia epicíclica progradante máxima del BH remanente.
  • Acreción: Se distinguen tres tipos de acreción. El Tipo B ($q=1/2$) muestra una variabilidad en la tasa de acreción modulada directamente por las oscilaciones de modo $g$ globales. El Tipo A ($q=1/2$) y el Tipo C (caída directa o plunge) muestran comportos distintos. Las frecuencias de los modos $g$ para algunos sistemas son compatibles con las oscilaciones cuasi-periódicas (QPOs) de alta frecuencia observadas en los brotes de rayos gamma.
• Emisión de Kilonova: Las kilonovas modeladas están dominadas principalmente por los eyectos del viento del disco. Los sistemas con la EOS más rígida DD2 producen kilonovas más brillantes que aquellos con la EOS más blanda SLy debido a discos más masivos. Para una distancia de 200 Mpc, la mayoría de los sistemas serían detectables por el Observatorio Vera C. Rubin dentro de cuatro días y por DECam dentro de dos días en las bandas $r$ e $i$.

Significancia y Reivindicaciones
El artículo afirma llenar un vacío crítico en el espacio de parámetros de las simulaciones de NR para fusiones BHNS simétricas. La principal significancia radica en demostrar que los modelos actuales de formas de onda gravitacionales son insuficientemente precisos para razones de masa iguales o casi iguales, lo que podría conducir a sesgos en la estimación de parámetros para detecciones futuras como GW230529. El estudio valida las fórmulas de ajuste analítico para las masas de los remanentes, pero destaca sus limitaciones para predecir los espines de los remanentes en sistemas con alta deformabilidad de marea. Además, el análisis detallado de la dinámica del disco revela leyes de rotación complejas y la modulación de la acreción impulsada por oscilaciones, lo que sugiere que los modos $g$ podrían dejar huellas observables en las curvas de luz de los brotes de rayos gamma. Finalmente, el modelado de kilonovas indica que las fusiones BHNS simétricas son objetivos prometedores para el seguimiento electromagnético con los actuales sondeos de campo amplio, ofreciendo una mayor probabilidad de detección en comparación con los sistemas asimétricos que han dominado las observaciones previas.