A Stellar Role Reversal: Multiple Features in the Mass and Mass Ratio Distributions of Merging Binary Black Holes from Stable Mass Transfer

Resumen Técnico: Un cambio de roles estelar: Múltiples características en las distribuciones de masa y relación de masas de agujeros negros binarios en fusión provenientes de la transferencia de masa estable

Planteamiento del problema
Los orígenes de las poblaciones de agujeros negros binarios (BBH) en fusión siguen siendo inciertos a pesar del creciente catálogo de eventos de ondas gravitacionales (GW). Mientras que las observaciones han revelado características en la función de masa de los BBH (por ejemplo, picos cerca de $10 M_\odot$ y $35 M_\odot$) y en las distribuciones de la relación de masas, desentrañar las contribuciones de diferentes canales de formación es un desafío debido a las degeneraciones en las propiedades medibles y las incertidumbres en la evolución estelar y las interacciones binarias. Este trabajo investiga específicamente el canal de "Transferencia de Masa Estable" (solo SMT), donde todas las fases de desbordamiento de la laguna de Roche (RLOF) permanecen estables, excluyendo el canal de Envoltura Común (CE). Los autores pretenden determinar cómo los supuestos respecto a la eficiencia de acreción de la transferencia de masa ($\beta$) y los criterios de estabilidad imprimen rasgos distintos en las distribuciones de la masa primaria y de la relación de masas de los BBH en fusión.

Metodología
El estudio emplea un enfoque dual que combina la síntesis de poblaciones binarias (BPS) y un marco analítico:

1. Síntesis de Población: Los autores utilizan el código cosmic (v4.1.0) para simular una población cosmológica de BBH en fusión.

   • Condiciones Iniciales: Las simulaciones cubren una rejilla de 30 metallicidades ($10^{-4}$ a $0.03$) con una función de masa inicial (Kroupa 2001) que oscila entre $0.08$y$100 M_\odot$ y una fracción binaria de 0.7.
   • Física: El modelo incluye vientos dependientes de la metalicidad (prescripciones de Vink et al.), circularización de marea y criterios específicos de estabilidad de la transferencia de masa basados en el estado evolutivo del donante (Caso A, B, C y BC).
   • Formación de Objetos Compactos: Las masas de los agujeros negros (BH) se asignan utilizando la prescripción de supernova "retrasada" (Fryer et al. 2012) con una masa mínima de BH de $3 M_\odot$. Las supernovas de inestabilidad de par (PISN) se modelan para limitar la masa máxima de los BH a $44 M_\odot$. Los patadas natales (natal kicks) se extraen de una distribución lognormal y se suprimen por retroceso (fallback) para los BH masivos.
   • Transferencia de Masa: El modelo fiduciario asume transferencia de masa conservativa ($\beta=1$) para los acretores estelares y acreción limitada por Eddington ($\beta \approx 0$) para los acretores de objetos compactos.
   • Cosmología: Se aplica una historia de formación estelar (SFH) basada en la simulación IllustrisTNG mediante cosmerge para generar un catálogo de $10^6$ fusiones, filtradas para sistemas de solo SMT que se fusionan dentro de un tiempo de Hubble.

2. Marco Analítico: Los autores adaptan un modelo analítico (van Son et al. 2022) para conectar la eficiencia de acreción ($\beta_1$), las relaciones de masa críticas ($q_{crit}$) y las relaciones de masa iniciales ($q_{ZAMS}$) con las masas mínimas resultantes de los BH. Las modificaciones incluyen una fracción de masa del núcleo variable ($f_{core}$) y funciones específicas de pérdida de masa por supernova para igualar mejor las simulaciones de cosmic.

Contribuciones Clave

• Identificación de Subpoblaciones: El artículo demuestra que el canal de solo SMT produce naturalmente dos subpoblaciones observacionalmente distintas: una población con Relación de Masas Invertida (MRR) y una población no-MRR.
• Mecanismo de Separación: Los autores mapean los límites de estas subpoblaciones directamente a los criterios de estabilidad de la transferencia de masa en diferentes etapas evolutivas (Caso A, B, C). Demuestran que los criterios de estabilidad para diferentes tipos de donantes delimitan regiones complementarias en el plano de masa primaria–relación de masa.
• Sensibilidad de Parámetros: El estudio explora sistemáticamente el impacto de la eficiencia de acreción ($\beta_1$) en la tasa de fusión y la distribución de masa, proporcionando un marco para comprender cómo la variación de este parámetro incierto altera la población resultante de BBH.

Resultados

1. Rasgos Distintos en las Distribuciones de Masa:

   • Subpoblación MRR: Caracterizada por masas primarias altas ($20-40 M_\odot$) y relaciones de masa altas ($q_{BBH} > 0.75$, con un pico cerca de 0.9). Estos sistemas experimentan predominantemente transferencia de masa de Caso A durante el primer evento de transferencia de masa (MT1).
   • Subpoblación no-MRR: Caracterizada por masas primarias más bajas (con un pico cerca de $10 M_\odot$) y una distribución de relación de masa más amplia ($q_{BBH} \sim 0.3 - 0.7$). Estos sistemas se forman principalmente mediante transferencia de masa de Caso B o C durante MT1.
   • Separación: Un corte de masa primaria en $\sim 20 M_\odot$ separa eficazmente estas dos subpoblaciones en el modelo fiduciario.

2. Papel de la Eficiencia de Acreción ($\beta_1$):

   • Aumentar $\beta_1$ (transferencia de masa más conservativa) reduce la tasa de fusión total al reducir el espacio de parámetros para la evolución estable.
   • Una $\beta_1$ más alta aumenta la fracción de sistemas MRR y desplaza la distribución de masa primaria de ambas subpoblaciones hacia masas más altas.
   • La subpoblación MRR se vuelve más prominente y se extiende a masas más altas a medida que $\beta_1$ aumenta, mientras que el pico no-MRR permanece cerca de $10 M_\odot$ pero se estrecha.

3. Criterios de Estabilidad como Límites:

   • La transición entre las poblaciones MRR y no-MRR está gobernada por la interacción entre la relación de masa inicial ($q_{ZAMS}$) y los límites de estabilidad ($q_{crit}$) para casos específicos de transferencia de masa.
   • La transferencia de masa de Caso A tiene los criterios de estabilidad más estrictos, requiriendo $q_{ZAMS}$ altos y masas iniciales altas para permanecer estable, lo que puebla el pico de alta masa de la MRR.
   • La transferencia de masa de Caso C permite $q_{ZAMS}$ y masas más bajas, contribuyendo al pico de baja masa de la no-MRR.

Significancia y Afirmaciones
Los autores afirman que la física de la transferencia de masa estable crea rasgos distintos y resolubles en las poblaciones de ondas gravitacionales. Específicamente, el canal de solo SMT predice una bimodalidad en la distribución de masa primaria y una dicotomía en las relaciones de masa que se alinea con las capacidades actuales y futuras de los detectores de GW. El estudio sugiere que las características observadas en el catálogo GWTC-5 (por ejemplo, el pico de baja masa y los sistemas de alta relación de masa y alta masa) podrían ser firmas de estas distintas subpoblaciones de SMT.

El artículo concluye modestamente que, si bien los modelos actuales no pueden asignar definitivamente los eventos observados a canales específicos debido a las degeneraciones, los rasgos identificados (la división en $\sim 20 M_\odot$ y la población de alta $q$ de la MRR) sirven como predicciones probables. Las observaciones futuras del plano de masa y relación de masa de los BBH pueden ayudar a restringir la física de la SMT, incluyendo la eficiencia de acreción y los criterios de estabilidad, mejorando así nuestra comprensión de la evolución de las estrellas binarias masivas. Los autores reconocen las limitaciones respecto a las prescripciones del radio estelar, la pérdida de masa por vientos y la simplificación de los criterios de estabilidad fijos, señalando que estos factores podrían desplazar la ubicación exacta de las características predichas.