Massive stellar cannibals: How stellar mergers drive mass-loss in extremely massive stars

Resumen Técnico: Caníbales Estelares Masivos: Cómo las Fusiones Estelares Impulsan la Pérdida de Masa en Estrellas Extremadamente Masivas

Planteamiento del Problema
Se teoriza que la formación de estrellas extremadamente masivas (EMSs, $10^3 \le M < 10^4 M_\odot$) y estrellas supermasivas (SMSs, $M \ge 10^4 M_\odot$) en entornos estelares densos y de baja metalicidad ocurre mediante fusiones estelares. Estos objetos son candidatos críticos para ser progenitores de agujeros negros de masa intermedia y contaminadores químicos en el universo temprano. Sin embargo, una teoría consistente para su formación dinámica requiere una comprensión precisa de los procesos de acreción y pérdida de masa. Aunque estudios previos han investigado la pérdida de masa inducida por colisiones para estrellas de menor masa ($1\text{--}50 M_\odot$) o han proporcionado prescripciones semianalíticas para las EMSs, ha existido una falta de marcos hidrodinámicos que aborden específicamente la pérdida de masa inducida por fusión en el régimen de $>1000 M_\odot$. El desafío central radica en modelar la compleja interacción entre la disipación de la energía orbital, la resistencia hidrodinámica y la respuesta estructural de una EMS, la cual está marginalmente ligada y dominada por la presión de radiación.

Metodología
Los autores emplearon un marco hidrodinámico 1D adaptado del código StellarInspiral1D, integrado como un módulo externo con el código Modules for Experiments in Stellar Astrophysics (MESA).

• Modelos Estelares: Se construyeron modelos de EMS de $1000$, $3000$y$5000 M_\odot$ mediante altas tasas de acreción de gas frío (siguiendo a Ramírez-Galeano et al. 2025) a una metalicidad de $Z=10^{-4}$. Estos modelos fueron relajados utilizando un resolvedor hidrodinámico Newtoniano seguido de un resolvedor de Riemann para asegurar la estabilidad numérica antes de la interacción.
• Configuración de la Simulación: Las simulaciones modelaron la espiral de compañeros con masas de $10\text{--}70 M_\odot$ (razones de masa $q < 0.1$) hacia las envolturas de las EMS. La evolución orbital estuvo gobernada por fuerzas de resistencia gravitatoria e hidrodinámica (siguiendo a Ostriker 1999; Binney & Tremaine 2008), donde el trabajo realizado por la resistencia se depositó como energía térmica en la envoltura de la EMS.
• Hidrodinámica: El estudio utilizó el resolvedor de Riemann implícito de MESA para fluidos no viscosos para resolver discontinuidades de contacto y choques sin viscosidad artificial, la cual de otro modo podría amortiguar la energía cinética y suprimir la pérdida de masa.
• Criterios de Terminación: Las simulaciones se detuvieron cuando el compañero llenó su lóbulo de Roche o excedió la temperatura virial del compañero, definiendo el "evento de fusión".

Contribuciones Clave y Resultados

1. Mecanismo de Pérdida de Masa: El estudio demuestra que, a medida que un compañero espirala hacia una EMS, la energía orbital depositada impulsa pulsaciones radiales en la envoltura de la EMS. Estas pulsaciones aceleran la superficie estelar; cuando la velocidad superficial supera la velocidad de escape local, la masa es expulsada.
2. Cuantificación de la Pérdida de Masa:
   • La masa total expulsada se estima en $\sim 10\text{--}30\%$ de la masa total del sistema ($M_{EMS} + M_{comp}$), dependiendo de la masa del compañero.
   • Para una EMS de $1000 M_\odot$ fusionándose con un compañero de $10 M_\odot$, la masa total que escapa se estima en $\sim 5 M_\odot$.
   • Para una EMS de $1000 M_\odot$ fusionándose con un compañero de $70 M_\odot$, la masa no ligada alcanza $\gtrsim 100 M_\odot$, con un límite superior teórico de $\sim 300 M_\odot$ basado en la conservación de la energía.
   • Las tasas de pérdida de masa escalan con la masa del compañero: $\sim 10^{-3}\text{--}10^{-1} M_\odot \text{ yr}^{-1}$ para compañeros de baja masa y $\gtrsim 10^{-1}\text{--}10 M_\odot \text{ yr}^{-1}$ para compañeros de alta masa.
3. Presupuesto de Energía: Los resultados indican que la mayor parte de la energía orbital depositada por la espiral se utiliza para expulsar masa en lugar de ser radiada. Esta eficiencia se atribuye a que la estructura de la EMS está apenas ligada, con un exponente adiabático medio $\gamma \approx 4/3$, lo que las hace dinámicamente inestables ante perturbaciones.
4. Comparación con Modelos Analíticos: Los resultados hidrodinámicos predicen una mayor pérdida de masa que la prescripción semianalítica de Ramírez-Galeano et al. (2025), particularmente para compañeros de baja masa, donde el modelo analítico predijo una pérdida insignificante. La discrepancia surge porque el modelo analítico asume que no hay pérdida de masa si la energía inyectada es menor que la energía de ligadura local, mientras que las simulaciones hidrodinámicas muestran que las pulsaciones aún pueden impulsar la expulsión.
5. Resultados Orbitales: Utilizando una aproximación de perfil de EMS estática para órbitas excéntricas, los autores clasificaron los resultados de la interacción (fusiones vs. dispersiones). Encontraron que para órbitas inicialmente no ligadas ($e > 1$), una fusión requiere un semilatus rectum $\ell \lesssim 0.1 R_{EMS}$. Para órbitas ligadas, las fusiones están garantizadas a menos que intervengan perturbaciones externas.

Significancia y Reivindicaciones
El artículo concluye que la pérdida de masa inducida por fusión es un proceso no despreciable para la formación y evolución de estrellas extremadamente masivas. Los hallazgos sugieren que los modelos previos pueden haber subestimado la pérdida de masa durante el ensamblaje dinámico de las EMSs y SMSs. Al proporcionar una prescripción derivada de simulaciones hidrodinámicas, los autores ofrecen un método para estimar la pérdida de masa y los resultados de interacción (fusión vs. dispersión) que puede implementarse en simulaciones dinámicas de mayor escala de cúmulos estelares. El estudio enfatiza que la eficiencia de la expulsión de masa está intrínsecamente ligada a la naturaleza marginalmente ligada de estas estrellas, un factor que debe tenerse en cuenta al predecir las masas finales de estos objetos y sus potenciales roles como progenitores de agujeros negros de masa intermedia o contaminadores químicos a lo largo de la historia cósmica.