The role of mass transfer efficiency in stability criteria: Implementation in SEVN and a test on blue stragglers and binary compact objects

Resumen Técnico: El Papel de la Eficiencia de la Transferencia de Masa en los Criterios de Estabilidad

Planteamiento del Problema
La estabilidad de la transferencia de masa (MT, por sus siglas en inglés) mediante el desbordamiento del lóbulo de Roche es un determinante crítico en las vías evolutivas de los sistemas binarios interactuantes. Los códigos actuales de síntesis de poblaciones, incluyendo SEVN, dependen de criterios de estabilidad que a menudo asumen una transferencia de masa conservativa (donde la masa total y el momento angular se conservan) para definir la transición entre la MT estable e inestable. Sin embargo, el proceso de MT real es frecuentemente no conservativo, involucrando la pérdida de masa y de momento angular (AML) del sistema. El formalismo estándar, a menudo referido como el criterio de Hurley-Webbink (HW), utiliza una relación de masa crítica ($q_c$) derivada bajo supuestos conservativos. Este enfoque puede predecir de manera inexacta el inicio de la MT inestable y los subsiguientes episodios de envolvente común (CE) o fusiones, particularmente cuando la eficiencia de la transferencia de masa es baja. Esta discrepancia contribuye a las tensiones entre las predicciones teóricas y las observaciones, notablemente respecto a las tasas de formación de estrellas de la rama azul (BSS) y objetos compactos binarios (BCO).

Metodología
Los autores desarrollaron un nuevo criterio de estabilidad de transferencia de masa que contabiliza explícitamente la pérdida no conservativa de masa y de momento angular.

1. Derivación Teórica: Basándose en el formalismo de Echeveste & Escobar (2026) y Escobar & Echeveste (2026), los autores derivaron una expresión generalizada para la respuesta del radio del lóbulo de Roche ($\zeta_L$) ante la pérdida de masa. Esta expresión incorpora el parámetro de eficiencia de transferencia de masa ($\beta$, donde $\beta=1$ es conservativo) y el parámetro de pérdida de momento angular específico ($\gamma$). Se consideraron dos modos distintos de AML: pérdida desde las proximidades del acreedor (reemisión isotrópica, $\gamma=q$) y pérdida desde las proximidades del donante (modo Jeans, $\gamma=q^{-1}$).
2. Implementación: El nuevo criterio, denominado criterio "BD" (dependiente de beta), fue implementado en el código de síntesis de población SEVN. A diferencia del criterio HW, que utiliza un $q_c$ precalculado basado en supuestos conservativos, el criterio BD compara dinámicamente el exponente de masa-radio adiabático del donante ($\zeta_{ad}$) con el $\zeta_L(q, \beta, \gamma)$ calculado en cada paso de tiempo.
3. Simulaciones: Se simularon dos casos de prueba distintos utilizando SEVN versión 2.16.0:
   • Estrellas de la Rama Azul (BSS): Simulaciones de $10^5$ binarias con masas de $0.7-10 M_\odot$ y metalicidad $Z=0.014$, utilizando trayectorias estelares MIST.
   • Objetos Compactos Binarios (BCO): Simulaciones de $10^7$ binarias con masas de $5-150 M_\odot$ y $Z=0.014$, utilizando trayectorias PARSEC.
     Las simulaciones variaron la eficiencia de transferencia de masa ($\beta$ de 0.1 a 0.9) y el modo de AML, comparando los resultados del BD frente a la prescripción estándar de HW.

Resultos Clave

• Umbrales de Estabilidad: El criterio BD produce relaciones de masa críticas ($q_c$) más altas para eficiencias de transferencia de masa menores ($\beta < 1$). Esto implica que los sistemas con relaciones de masa donante-acreedor más altas, que serían considerados inestables bajo el criterio HW, pueden permanecer estables bajo la prescripción BD.
• Estrellas de la Rama Azul (BSS):
  • La prescripción BD aumenta la eficiencia de formación predicha de las BSS, particularmente en valores bajos de $\beta$ y cuando el AML ocurre desde el donante.
  • El nuevo criterio favorece la formación de BSS en órbitas más anchas, abordando una discrepancia conocida donde los modelos estándar tienen dificultades para producir BSS de periodo largo.
  • Las trayectorias evolutivas específicas muestran que el criterio BD evita fases de CE prematuras o fusiones en sistemas donde el donante está en la rama de las gigantes, permitiéndoles evolucionar hacia binarias BSS estables en lugar de fusionarse.
• Objetos Compactos Binarios (BCO):
  • El impacto en los BCO varía según el tipo de sistema. Los efectos más fuertes se observan en binarias que contienen al menos una estrella de neutrones.
  • Para una baja eficiencia de transferencia de masa, la prescripción BD potencia la contribución de los canales que involucran transferencia de masa estable (específicamente el Canal II), lo que conduce a un mayor número de BCO, incluyendo progenitores de ondas gravitacionales (GW).
  • En el régimen de metalicidad específico probado ($Z=0.014$), donde los modelos estándar dependen fuertemente de canales de MT inestable (I, III, IV) para la formación de progenitores de GW, el criterio BD desplaza el equilibrio hacia los canales de MT estable.

Significancia y Reivindicaciones
El artículo sostiene que refinar el criterio de estabilidad de la transferencia de masa para incluir la eficiencia de la transferencia de masa y los modos de pérdida de momento angular es esencial para mejorar la precisión de la síntesis de poblaciones binarias. Los autores demuestran que el formalismo estándar de HW proporciona efectivamente un límite inferior en la relación de masa crítica, lo que puede conducir a una sobreestimación de los episodios de MT inestable y las fusiones.

Al implementar el criterio BD, el estudio sugiere que:

1. La discrepancia entre los conteos teóricos de BSS y las observaciones (específicamente respecto a su formación en órbitas más anchas) puede mitigarse parcialmente.
2. Los canales de formación para los progenitores de GW son más diversos de lo que se pensaba, con la transferencia de masa estable desempeñando un papel más significativo en escenarios de baja eficiencia de lo que predicen los modelos estándar.
3. La nueva prescripción ofrece un marco más consistente que puede adaptarse fácilmente a futuras mejoras en los cálculos de estructura estelar ($\zeta_{ad}$), proporcionando una herramienta flexible para comprender los canales de formación de poblaciones estelares específicas.