Mass distribution of neutron stars in binary systems

Resumen Técnico: Distribución de Masas de Estrellas de Neutrones en Sistemas Binarios

Planteamiento del Problema
Las observaciones indican que la distribución de masas de las estrellas de neutrones (ENs) conocidas en sistemas binarios exhibe un patrón bimodal, con picos alrededor de 1.4 M$_\odot$ y $\sim$1.8 M$_\odot$. Mientras que el pico de 1.4 M$_\odot$ se atribuye a menudo a supernovas de colapso del núcleo estándar o a la evolución de envolturas comunes, el origen del pico de $\sim$1.8 M$_\odot$ sigue siendo debatido. Los modelos teóricos anteriores que intentaron explicar el crecimiento de la masa de las ENs mediante acreción han estado a menudo limitados por el límite de Eddington o no han tenido en cuenta completamente los regímenes de acreción super-Eddington. Además, las incertidumbres sobre la eficiencia de la transferencia de masa, el efecto propulsor y la evolución del campo magnético han dificultado las predicciones precisas de la distribución de masas final de las ENs acrecientes. Este estudio tiene como objetivo investigar si un modelo de acreción super-Eddington puede reproducir con éxito la distribución de masas bimodal observada de las ENs en sistemas binarios.

Metodología
Los autores emplearon un enfoque de síntesis de poblaciones híbrido que combina dos códigos distintos:

1. Evolución de Estrellas Binarias (BSE): Utilizado para simular la formación y la evolución inicial de $10^7$ sistemas binarios primordiales. Este código generó una población de binarias de ENs con compañeras de secuencia principal, incorporando funciones de masa inicial, relaciones de masa, excentricidades y velocidades de impulso natal. Los sistemas se filtraron para identificar aquellos capaces de transferencia de masa estable, excluyendo aquellos propensos a la evolución inestable de envoltura común o tasas de transferencia de masa extremas ($>10^4 \dot{M}_{Edd}$).
2. Módulos para Experimentos en Astrofísica Estelar (MESA): Las binarias de ENs seleccionadas de la salida de BSE se sometieron a cálculos evolutivos detallados utilizando MESA (versión r24.08.1). Esta etapa se centró en el proceso de acreción bajo condiciones estables de desbordamiento del lóbulo de Roche.

Modelos Físicos Clave y Suposiciones:

• Acreción Super-Eddington: A diferencia de los modelos anteriores limitados por el límite de Eddington, este estudio incorpora la física de la acreción super-Eddington descrita por Lipunov (1987). El modelo distingue entre regímenes subcríticos y supercríticos basándose en la relación entre el radio de Alfvén ($R_a$) y el radio de esferización ($R_s$).
• Eficiencia de Acreción: La fracción de masa transferida acrecionada por la EN ($f_{mt,a}$) está determinada por el estado de acreción. En el régimen supercrítico, el exceso de material es expulsado por la presión de radiación cerca de la EN, arrastrando momento angular orbital específico. Se asume una eficiencia de acreción de 0.5 para la masa retenida.
• Evolución del Campo Magnético: El campo magnético de la EN decae en función de la masa acrecionada ($\Delta M$) siguiendo una ley exponencial, reduciéndose desde un valor inicial de $5 \times 10^{12}$ G hasta un mínimo de $5 \times 10^8$ G.
• Evolución del Espín: El modelo rastrea el período de espín de la EN a través de tres fases: Radio (sin acreción), Propulsor (eyección de materia) y Acreción (aumento del espín). La transición entre estas fases depende de las posiciones relativas del cilindro de luz, el radio de corotación y el radio magnetosférico.
• Pérdida de Momento Angular: La simulación tiene en cuenta la radiación de ondas gravitacionales, la frenada magnética y la pérdida de momento angular debido a la masa expulsada y a la formación de un disco circumbinario.

Resultados Clave

1. Mecanismo de Crecimiento de Masa: El estudio demuestra que el crecimiento de la masa de la EN depende fuertemente del período orbital binario y de la masa de la estrella donante. En el modelo super-Eddington, las ENs pueden permanecer en un estado de equilibrio de acreción durante períodos extendidos, permitiendo una acumulación de masa significativa (hasta un crecimiento de $\sim$1.0 M$_\odot$ a partir de una masa de nacimiento de 1.4 M$_\odot$). Esto contrasta con el modelo de Li et al. (2021) (limitado por Eddington), donde las ENs a menudo entran en una fase de propulsor prolongada que limita el crecimiento de la masa.
2. Reproducción de la Bimodalidad: Los resultados de la síntesis de poblaciones reproducen con éxito la distribución bimodal observada:
   • El Pico de $\sim$1.8 M$_\odot$: Este pico surge principalmente de binarias de ENs con masas de donante $M_d < \sim$1.6 M$_\odot$ y períodos orbitales $P_{orb} < 20$ días. En estos sistemas, la tasa de transferencia de masa permite una acreción sub-Eddington eficiente y cuasi-equilibrada a lo largo de escalas de tiempo largas.
   • El Pico de 1.4 M$_\odot$: Este pico se atribuye a sistemas de ENs que experimentan evolución de envoltura común (a menudo involucrando donantes más masivos o configuraciones orbitales específicas), donde el crecimiento de la masa es mínimo.
   • Cola de Alta Masa: Los sistemas con donantes de masa intermedia ($1.6 \le M_d \le 3.0$ M$_\odot$) y períodos orbitales cortos pueden acrecionar material suficiente para superar 2.1 M$_\odot$.
3. Distribución del Período de Espín: El modelo predice períodos de espín de ENs concentrados entre 1 ms y 15 ms para binarias de rayos X de baja masa (LMXB). Los resultados son ligeramente mayores que algunos datos observacionales, lo que los autores atribuyen a la suposición de un campo magnético mínimo de $5 \times 10^8$ G, lo que impide que el disco de acreción se extienda demasiado cerca de la superficie de la EN.

Significado y Afirmaciones
El artículo afirma que la inclusión de la física de acreción super-Eddington es crucial para explicar el pico de alta masa en la distribución de masas de las ENs. Al permitir que las ENs acrecionen eficientemente incluso cuando las tasas de transferencia de masa superan el límite de Eddington, el modelo resuelve la discrepancia entre las predicciones teóricas de bajo crecimiento de masa y la población observada de ENs masivas. Los autores afirman que su modelo proporciona una explicación física coherente para la distribución bimodal sin requerir canales de formación exóticos para el pico de alta masa, atribuyéndolo en cambio a la evolución binaria estándar con acreción super-Eddington.

Limitaciones e Incertidumbres
Los autores reconocen varias incertidumbres en su modelo:

• Eficiencia de Acreción: La eficiencia asumida de 0.5 y el tratamiento de la pérdida de masa cerca de la EN están simplificados.
• Decaimiento del Campo Magnético: La tasa de decaimiento y la intensidad mínima del campo son parámetros que influyen significativamente en la evolución del espín y la eficiencia de acreción.
• Ecuación de Estado (EoS): El momento de inercia se fija en $10^{45}$ g cm$^2$, que está cerca del límite inferior. Las variaciones en la EoS de la EN podrían alterar el momento de inercia, afectando las escalas de tiempo de aumento del espín y la transición al régimen de propulsor.
• Canales Excluidos: El estudio no cuantifica la contribución de las ENs formadas mediante colapso inducido por acreción (AIC) ni aquellas nacidas con distribuciones de masa bimodales, centrándose en cambio en las ENs formadas mediante colapso del núcleo estándar y la evolución binaria subsiguiente.