A Possible Triple Formation Scenario of Binary Black Hole Merge With One In Pair-instability Supernova Mass Gap

Resumen Técnico: Un posible escenario de formación de un sistema triple para la fusión de un binario de agujeros negros con una masa en el vacío de la supernova de inestabilidad de pares

Planteamiento del problema
Observaciones recientes de ondas gravitacionales (GW) por parte de LIGO-Virgo-KAGRA (LVK), incluyendo eventos como GW170729, GW190620, GW190706, GW230107, GW230820 y GW230928, han identificado fusiones de agujeros negros binarios (BBH) que presentan agujeros negros primarios con masas situadas plenamente dentro del vacío de la supernova de inestabilidad de pares (PISN) ($\sim 45 - 130 M_\odot$). Estos eventos también exhiben espines efectivos elevados. Los modelos estándar de evolución de binarias aisladas tienen dificultades para explicar estos sistemas porque:

1. Mecanismo PISN: Se espera que las estrellas con masas de núcleo de helio en este rango sufran una disrupción termonuclear completa mediante PISNe o PISNe pulsantes (PPISNe), sin dejar un remanente compacto.
2. Restricciones de transferencia de masa: Las binarias aisladas clásicas que intentan crecer hacia este régimen de masa mediante acreción super-Eddington suelen ensanchar sus órbitas, lo que impide la fusión dentro de un tiempo de Hubble.
3. Limitaciones dinámicas: Aunque los canales dinámicos (por ejemplo, cúmulos estelares densos, discos de AGN) pueden poblar este vacío, requieren entornos excepcionalmente densos. Por el contrario, los datos observacionales indican que una vasta mayoría de las estrellas masivas (específicamente $\sim 73\%$ de las estrellas tipo O) residen en sistemas triples jerárquicos o de orden superior, aunque el canal de triple aislado no ha sido explorado completamente para este régimen de masa específico.

Metodología
Los autores proponen un canal de evolución estelar de triple jerárquico aislado para explicar estas anomalías. El estudio utiliza el marco numérico de código abierto TSE (Triple Stellar Evolution), que integra el módulo MOBSE para vientos estelares dependientes de la metalicidad y la física de PISN. La metodología involucra las siguientes claves de mecanismos físicos:

• Evolución Químicamente Homogénea (CHE): En la binaria interna estrecha, la sincronización de marea intensa impulsa una rotación rápida, desencadenando una mezcla interna eficiente. Esto permite que las estrellas quemen hidrógeno en helio mientras permanecen químicamente homogéneas, evitando la fase de expansión de gigante y el desbordamiento prematuro del lóbulo de Roche.
• Envoltura Común Triple (TCE): A medida que la estrella terciaria externa evoluciona y se expande, llena su lóbulo de Roche. Si la transferencia de masa es dinámicamente inestable (gobernada por una razón de masa crítica $q_c$), se desencadena una fase de TCE. Los autores emplean el formalismo SCATTER, el cual se basa en la conservación del momento angular en lugar de la conservación de la energía, para modelar el decaimiento orbital y la eyección de la envoltura. Este proceso reduce rápidamente la órbbita de la binaria interna.
• Patadas natales y espín: El modelo asume entornos de baja metalicidad ($Z = 0.001$) para minimizar la pérdida de masa por viento. Los agujeros negros se forman mediante colapso directo (supernovas fallidas) con patadas natales insignificantes. Crucialmente, la binaria interna se inicializa con masas iguales ($q \approx 1$) y espines alineados (debido a la CHE y el acoplamiento de marea). Esta simetría resulta en una patada de retroceso gravitacional de cero tras la primera fusión, preservando la integridad dinámica del sistema.
• Integración Cósmica: El estudio calcula la tasa de fusión volumétrica integrando sobre la densidad de la tasa de formación estelar cósmica (SFRD), la distribución de metalicidad y los tiempos de retardo, utilizando un modelo de SFRD específico dependiente de la metalicidad.

Contribuciones clave y resultados
El artículo presenta una vía evolutiva detallada, modelando específicamente el evento GW190706, para demostrar la viabilidad de este canal:

1. Vía Evolutiva:

   • Estado Inicial: Un triple jerárquico coplanar con una binaria interna de dos estrellas de $\sim 109 M_\odot$ (razón de masa $q=1$) y una terciaria externa de $\sim 108 M_\odot$ en un entorno de baja metalicidad ($Z=0.001$).
   • Evolución Interna: Las fuerzas de marea inducen CHE, transformando las estrellas internas en estrellas de helio desnudas. Estas experimentan pérdida de masa por PPISN y colapso directo en dos agujeros negros de $\sim 38 M_\odot$.
   • Primera Fusión: La BBH interna se fusiona rápidamente debido a la radiación de GW. Debido a la masa igual y los espines alineados, la fusión produce un segundo agujero negro (2g) masivo ($\sim 72.8 M_\odot$) con un espín adimensional $\chi_{rem} \approx 0.686$ y patada de retroceso cero.
   • Fase TCE: La terciaria externa evoluciona, llena su lóbulo de Roche y desencadena una TCE. Esto reduce la órbita entre el nuevo agujero negro 2g y el núcleo de la terciaria.
   • Fusión Final: El núcleo de la terciaria también colapsa en un agujero negro ($\sim 39 M_\odot$) mediante colapso directo. La BBH asimétrica resultante ($72.8 M_\odot + 39.3 M_\odot$) se fusiona, reproduciendo las propiedades observadas de GW190706 ($m_1 \approx 74 M_\odot$, $m_2 \approx 39 M_\odot$, $\chi_{eff} \approx 0.28$).

2. Cálculo de Tasa:

   • Los autores calculan la probabilidad de formar tal sistema ($P_{sys}$) integrando sobre las funciones de masa inicial, las fracciones triples ($f_{trip} \approx 0.73$) y los parámetros orbitales. La probabilidad de nacimiento resultante es $P_{sys} \approx 1.41 \times 10^{-9}$.
   • En un desplazamiento al rojo característico de $z \approx 0.68$, el modelo predice una tasa de fusión volumétrica de $R_{triple} \approx 0.011 \text{ Gpc}^{-3} \text{ yr}^{-1}$.
   • Al comparar esto con la tasa empírica derivada del catálogo LVK para este régimen de masa/espín ($R_{obs} \approx 0.050 \text{ Gpc}^{-3} \text{ yr}^{-1}$), el canal de triple jerárquico aislado explica aproximadamente el 22% de los eventos observados.

Significancia y Reivindicaciones
El artículo afirma que las interacciones de triples jerárquicos primordiales en campos galácticos aislados son una vía astrofísica altamente eficiente y fundamental para poblar el vacío de masa de la PISN con agujeros negros de alto espín.

• Validación del Mecanismo: El estudio demuestra que la combinación de CHE (para evitar la expansión del gigante) y TCE (para impulsar la coalescencia rápida) puede producir naturalmente fusiones de BBH con masas primarias en el vacío prohibido de la PISN y altos espines efectivos.
• Consistencia Cuantitativa: El modelo reproduce los parámetros específicos de masa y espín de GW190706 y eventos similares sin requerir entornos exóticos como discos de AGN o cúmulos densos.
• Rol Complementario: Los autores afirman modestamente que este canal explica una fracción significativa (22%) de la población observada. Esta contribución es lo suficientemente sustancial como para ser un canal de formación primario, pero deja un margen físico necesario (el ~78% restante) para vías alternativas, como la captura dinámica en cúmulos densos o discos de AGN, evitando la sobrepredicción.
• Perspectiva Futura: El artículo sugiere que las futuras observaciones de GW de banda múltiple (combinando detectores terrestres como Cosmic Explorer/Einstein Telescope con interferómetros espaciales como LISA) serán cruciales para detectar a los compañeros terciarios y confirmar definitivamente la demografía de estos sistemas jerárquicos.