Comparative Study of Two Luminous Red Novae I. Progenitor Modeling and Dust Formation

Resumen Técnico: Estudio Comparativo de Dos Novae Rojas Luminosas (I. Modelado de Progenitores y Formación de Polvo)

Planteamiento del Problema
Las Novae Rojas Luminosas (LRNe) son transitorios astrofísicos asociados con la transferencia de masa inestable en sistemas binarios, que a menudo conducen a la evolución de envolvente común (CE) y fusiones estelares. Aunque estos eventos están vinculcidos a la formación de binarias compactas y fuentes de ondas gravitacionales, las propiedades físicas de sus progenitores y los presupuestos de masa de sus eyectas permanecen insuficientemente restringidos. Estudios previos han tratado a menudo las fases de precursor, estallido y remanente de forma aislada o se han basado en modelos de una sola estrella. Faltaba un análisis unificado que conectara las propiedades de la binaria progenitora con el transitorio y el remanente observados, incorporando explícitamente los criterios de inestabilidad de la transferencia de masa. Este estudio aborda los casos específicos de AT2021biy y AT2021blu, con el objetivo de restringir las masas de sus progenitores binarios y sus parámetros orbitales, estimar la masa del gas eyectado e inferir la masa de polvo formada en la fase de remanente.

Metodología
Los autores emplearon un enfoque multifacético que combina el modelado de la evolución estelar, el formalismo del presupuesto de energía, el análisis de curvas de luz y el modelado de polvo en el infrarrojo:

1. Modelado de Progenitores (MESA): Se generaron dos rejillas de trayectorias de evolución binaria utilizando el código MESA (v11554). Los modelos fueron restringidos por la fotometría previa al estallido del Telescopio Espacial Hubble (AT2021biy) y datos terrestres/ZTF/Pan-STARRS (AT2021blu). El estudio aplicó explícitamente criterios de inestabilidad de transferencia de masa (Quasi-Adiabático, Desbordamiento del Lóbulo Exterior y Dinámico) para seleccionar progenitores capaces de fusionarse en escalas de tiempo consistentes con los datos de archivo. Los modelos asumieron una transferencia de masa totalmente no conservativa, con la mitad de la masa perdida mediante reemisión isotrópica y la otra mitad a través de un toroide circumbinario.
2. Estimación del Presupuesto de Energía: Basándose en los modelos MESA, los autores estimaron la masa de la envolvente eyectada durante la fase CE. Calcularon tanto los límites inferiores como los superiores comparando la energía orbital liberada durante la espiralización (desde el inicio del Desbordamiento del Lóbulo Exterior hasta la fusión de la compañera con el núcleo de helio del donante) contra la energía de ligadura de la envolvente y la energía cinética bruta de la eyecta.
3. Comparación de Curvas de Luz: Las estimaciones del presupuesto de energía se compararon con las predicciones de varios modelos de curvas de luz analíticos y semi-analíticos (por ejemplo, Kasen & Woosley, Matsumoto & Metzger) para evaluar la consistencia a través de diferentes supuestos físicos (recombinación, interacción de choque).
4. Inferencia de Masa de Polvo: Los datos de mid-infrarrojo (NEOWISE) y Spitzer fueron modelados utilizando el código de transferencia radiativa dusty (vía pydusty) para derivar las masas y temperaturas de polvo hasta aproximadamente 3 años después del estallido. Esto proporcionó un límite inferior independiente de la masa total de la eyecta.

Resultados Clave

• Restricciones del Progenitor: El estudio restringió las masas de los donantes a $M_d = 18 - 23 M_\odot$ para AT2021biy y $M_d = 14 \pm 0.5 M_\odot$ para AT2021blu. Se encontró que los progenitores viables poseían relaciones de masa elevadas ($q \gtrsim 3$ para AT2021biy; $q \gtrsim 10$ para AT2021blu) y separaciones orbitales iniciales de $300-700 R_\odot$ y $200-300 R_\odot$, respectivamente.
• Estimaciones de Masa de la Eyecta:
  • Presupuesto de Energía: Las estimaciones de límite inferior para la masa de la envolvente eyectada oscilan entre $0.03 - 2.98 M_\odot$ (AT2021biy) y $0.02 - 0.14 M_\odot$ (AT2021blu). Los límites superiores abarcan $1.72 - 7.82 M_\odot$ y $1.8 - 3.8 M_\odot$, respectivamente.
  • Consistencia: La comparación con los modelos de curva de luz reveló el mayor grado de consistencia dentro del régimen de relación de masa intermedia ($3 \lesssim q \lesssim 10$ para AT2021biy y $5 < q \lesssim 15$ para AT2021blu).
• Formación de Polvo: Las masas de polvo medidas son de 1 a 5 órdenes de magnitud menores que las masas de la envolvente eyectada estimadas, lo que indica que solo una pequeña fracción del gas expulsado se condensa en polvo. La evolución de la masa de polvo es consistente con las interacciones impulsadas por choques con el material circunestelar (CSM) preexistente, lo que respalda la predicción de MESA de una pérdida de masa significativa previa al estallido.
• Sensibilidad: Las masas de la eyecta inferidas son altamente sensibles a la velocidad de la eyecta asumida. Los autores señalan que adoptar un perfil de velocidad estratificado (donde las capas internas se mueven más lento que las externas) reduce la energía cinética bruta, aumentando potencialmente las estimaciones de masa del límite inferior hasta en un factor de dos en comparación con las suposiciones de velocidad única.

Significancia y Reivindicaciones
El artículo afirma presentar el primer estudio unificado que conecta el progenitor binario, el estallido y el remanente de las LRNe, incorporando explícitamente los criterios de inestabilidad de transferencia de masa en el modelado. Al estrechar el espacio de parámetros mediante las restricciones de inestabilidad (específicamente el criterio de Desbordamiento del Lóbulo Exterior), los autores proporcionan restricciones más estrictas sobre las masas de los progenitores y las relaciones de masa que los estudios previos de una sola estrella o de síntesis de población.

El estudio destaca que la "inestabilidad dinámica retardada" observada en donantes masivos (donde la transferencia de masa se descontrola tras un periodo de desbordamiento cuasi-estable) es consistente con la detección de gas de movimiento lento en las proximidades de estos eventos. Además, la discrepancia entre las grandes masas de gas eyectado y las masas de polvo relativamente pequeñas refuerza la visión de que las LRNe son fábricas de polvo ineficientes, siendo el polvo observado probablemente formado en el CSM preexistente en lugar de en la mayor parte de la eyecta de la fusión.

Los autores reconocen limitaciones, incluyendo el supuesto de simetría esférica en MESA, la aproximación de punto de masa para la compañera y el supuesto de una eficiencia de conversión de energía perfecta ($\alpha_{CE}=1$). Postulan que sus estimaciones sirven como valores indicativos para el caso ideal y que será necesario un trabajo futuro que incorpore simulaciones hidrodinámicas 3D y una evolución de la compañera autoconsistente para refinar estas estimaciones de masa.