Stellar black hole binaries from two common envelope evolution phases in triple stellar systems

Resumen Técnico: Binarias de Agujeros Negros Estelares a partir de dos fases de Evolución de Envoltura Común en Sistemas Triples Estelares

Planteamiento del Problema
Los detectores de ondas gravitacionales (LIGO-Virgo-KAGRA) han observado aproximadamente 300 eventos de fusión de binarias de agujeros negros (BBH). Una característica observacional clave es la distribución del parámetro de espín de de la componente de espiral efectiva, $\chi_{\text{eff}}$. Los datos revelan una distribución asimétrica: mientras que la media es ligeramente positiva ($\langle \chi_{\text{eff}} \rangle \approx 0.054$), existe una cola significativa de sistemas con $\chi_{\text{eff}}$ negativo.
Los canales de formación existentes tienen dificultades para reproducir esta asimetría de forma aislada:

• La evolución de binarias aisladas típicamente predice un $\chi_{\text{eff}}$ estrechamente centrado cerca de cero.
• El ensamblaje dinámico puro (por ejemplo, en cúmulos globulares o discos de AGN) predice una distribución simétrica alrededor de cero, fallando en explicar la media positiva observada.
• Existen escenarios híbridos, pero la pregunta de si el origen de la cola negativa y la media positiva simultáneamente sigue siendo una cuestión abierta.

Metodología
Los autores proponen y modelan un canal evolutivo específico dentro del marco del Mecanismo de Explosión de Jets Jittering (JJEM, por sus siglas en inglés) para supernovas de colapso de núcleo (CCSNe). El escenario involucra un sistema estelar triple que experimenta dos fases distintas de Evolución de Envoltura Común (CEE).

1. Escenario Evolutivo:

   • Estado Inicial: Un sistema triple jerárquico que consiste en una primaria masiva ($M_1$), una secundaria masiva ($M_2$) y una terciaria de baja masa ($M_3 \lesssim 5 M_\odot$).
   • Primera CEE: A medida que la primaria evoluciona fuera de la secuencia principal, engulle a la terciaria. La terciaria espirala hacia el núcleo de la primaria, perturbando la rotación de forma de marea y acelerándola (spin-up). Esta rotación rápida es requerida por el JJEM para formar el primer agujero negro (BH1) mediante una CCSN exitosa. El espín de BH1 ($\vec{\chi}_1$) se alinea con el momento angular orbital interno ($\vec{L}_{\text{orb,in}}$), el cual está inclinado respecto a la órbita externa.
   • Segunda CEE: La estrella secundaria evoluciona hacia una Supergigante Roja (RSG) y engulle a BH1. BH1 espirala hacia el interior, acelerando la rotación del núcleo de la secundaria. La secundaria luego colapsa para formar el segundo agujero negro (BH2). El espín de BH2 ($\vec{\chi}_2$) se alinea con el momento angular orbital de la binaria ($\vec{L}_{\text{orb}}$).
   • Resultado: El sistema final de BBH posee una distribución de espín donde $\vec{\chi}_2$ está alineado con la órbita, pero $\vec{\chi}_1$ puede estar altamente desalineado (o incluso anti-alineado) debido a la inclinación inicial entre la órbita interna y la externa. La acreción durante la segunda CEE puede alinear parcialmente $\vec{\chi}_1$, pero una desalineación significativa sigue siendo posible, creando la cola de $\chi_{\text{eff}}$ negativa.

2. Enfoque Numérico:

   • El estudio emplea un enfoque semi-analítico en lugar de una síntesis de población completa para estimar la viabilidad del canal.
   • Probabilidad de Selección (Draw Probability, $P_{\text{draw}}$): Calculada utilizando distribuciones iniciales calibradas empíricamente (Moe & Di Stefano 2017) para estrellas masivas, incluyendo masa, periodo, relación de masa y excentricidad. Se aplican restricciones para asegurar que el sistema cumpla con los requisitos evolutivos (por ejemplo, $M_1 \geq 25 M_\odot$, rangos específicos de periodo orbital).
   • Fracción de Éxito ($\beta$): Definida como la probabilidad condicional de que un sistema que satisface las condiciones iniciales de la ZAMS evolucione exitosamente a través de la secuencia completa (dos CEEs, dos CCSNe y una órbita estrecha final) para fusionarse dentro de un tiempo de Hubble.
   • Normalización de la Tasa: La tasa de fusión calculada se normaliza contra la tasa de CCSN local observada ($R_{\text{CCSN}} \approx 6.9 \times 10^4 \text{ Gpc}^{-3} \text{ yr}^{-1}$) y la tasa de fusión de BBH observada ($R_{\text{BBH}} \approx 17.4 - 31.3 \text{ Gpc}^{-3} \text{ yr}^{-1}$).
   • Verificación de Estabilidad: Se impone la estabilidad dinámica utilizando el criterio de Aarseth & Mardling (2001). Además, los autores utilizan el código de Evolución Estelar Múltiple (MSE) para verificar que la secuencia evolutiva propuesta es dinámicamente realizable y para refinar los rangos de periodo de la órbita interna permitidos.

Resultados Clave

• Restricciones de Parámetros: El espacio de parámetros viable requiere una masa primaria $M_1 \in [25, 150] M_\odot$, una masa secundaria $M_2 \in [18, M_1] M_\odot$, una masa terciaria $M_3 \in [1.25, 4.5] M_\odot$, un periodo interno $\log(P_{\text{in}}/\text{día}) \in [0.7, 1.5]$, y un periodo externo $\log(P_{\text{out}}/\text{día}) \in [2.3, 3.5]$.
• Probabilidad de Selección ($P_{\text{draw}}$): Para los parámetros fiduciarios de la estrella triple, la probabilidad de seleccionar un sistema con estas propiedades iniciales es $P_{\text{draw}}^{\text{triple}} \approx 1.5 \times 10^{-3}$.
• Fracción de Éxito ($\beta$):
  • Bajo las restricciones fiduciarias ($M_1 \geq 25 M_\odot$), la fracción de éxito requerida para coincidir con la tasa observada de BBH es $\beta_{\text{triple}} \lesssim 0.67$.
  • Al relajar la restricción de masa de la primaria hacia el umbral teórico de formación de BH ($M_1 \geq 20 M_\odot$), la fracción de éxito requerida cae a $\beta_{\text{triple}} \approx 0.47$.
• Comparación con el Canal de Binarias: La fracción de éxito para el canal triple es significativamente mayor que la de un canal de binaria aislada comparable ($\beta_{\text{binaria}} \approx 0.023$), aunque el canal triple es más raro debido a la "penalización de multiplicidad" (la baja probabilidad de formar una triple estable con los parámetros específicos requeridos).

Significancia y Reivindicaciones
El artículo afirma que este canal evolutivo de estrella triple es un contribuyente viable y no despreciable a la población de BBH en fusión.

• Ajuste Cualitativo: El mecanismo explica naturalmente la distribución asimétrica de $\chi_{\text{eff}}$ observada. La desalineación del espín del primer agujero negro nacido (debido a la geometría del sistema triple) genera la cola negativa, mientras que la alineación del espín del segundo agujero negro nacido contribuye a la media positiva.
• Viabilidad de la Tasa: La fracción de éxito calculada ($\beta < 1$) indica que el canal no está excluido por las restricciones de tasa. Los autores declaran explícitamente que, si bien el canal podría teóricamente producir toda la población de BBH observada (si $\beta$ es cercano a la unidad), es más probable que sea un contribuyente significativo junto con otros canales.
• Limitaciones: Los autores no pretenden que este canal domine la población de BBH. Señalan que el presente trabajo no deriva la distribución cuantitativa de $\chi_{\text{eff}}$ ni determina la fracción exacta de la población que este canal suministra. La alta fracción de éxito requerida ($\sim 0.5-0.7$) sugiere que, aunque el canal es plausible, puede no ser el único mecanismo de formación.

En resumen, el estudio propone una vía de estrella triple físicamente motivada que resuelve la tensión entre la media positiva y la cola negativa de los espines de las BBH observadas, demostrando que tales sistemas pueden formarse a tasas consistentes con las observaciones actuales de ondas gravitacionales.