Simulating the convection in red super-giant stars: wobbling jets in common envelope evolution

Resumen Técnico: Simulación de la Convección en Estrellas Supergigantes Rojas y Jets Oscilantes en la Evolución de Envoltura Común

Planteamiento del Problema
El estudio aborda la dinámica de la acreción de masa sobre un compañero compacto (estrella de neutrones, agujero negro o estrella de la secuencia principal) que se encuentra en una espiral dentro de la envoltura de una supergigante roja (RSG) durante la Evolución de Envoltura Común (CEE). Un problema crítico no resuelto es la fuente y la magnitud del momento angular específico de la masa acrecida. Mientras que el movimiento orbital y los gradientes de densidad radial proporcionan un componente de momento angular de eje fijo, la contribución de la vigorosa convección de la envoltura introduce un componente estocástico. Los autores investigan si el momento angular estocástico proveniente de la convección es suficiente para formar discos de acreción y cómo su dirección aleatoria afecta la morfología de los jets lanzados por el compañero. El estudio opera bajo la premisa de que la CEE "estándar" incluye jets lanzados por el compañero, un mecanismo crucial para explicar las morfologías de muchas nebulosas planetarias y sistemas post-CEE.

Metodología
Los autores utilizan un modelo hidrodinámico tridimensional (3D) de una RSG, construido recientemente, basado en el código FLASH con una cuadrícula cartesiana. El modelo, derivado de una estrella de la secuencia principal de edad cero de 15 $M_{\odot}$ evolucionada mediante MESA, incorpora dos ingredientes numéricos específicos para imitar el comportamiento estelar realista:

1. Mimetismo de la Emisión Fotosférica: Las celdas de la cuadrícula con densidades por debajo de la densidad fotosférica inicial ($\rho_{ph} \approx 2 \times 10^{-9}$ g cm$^{-3}$) se enfrían a 1000 K para simular el enfriamiento radiativo en la superficie.
2. Mimetismo de la Producción de Energía Nuclear: Se deposita energía en una capa ($201 R_{\odot} < r < 230 R_{\odot}$) para igualar la luminosidad del modelo 1D ($L \approx 7 \times 10^4 L_{\odot}$), sustentando la pulsación estelar.

La simulación considera un modelo de RSG no perturbado y no rotatorio, sin la influencia gravitatoria ni la deposición de energía del compañero, aislando así las propiedades convectivas de la envoltura. Los autores calculan el momento angular específico de la masa acrecida por un compañero (masa $M_2$) que orbita a radios $a = 450 R_{\odot}$ y $a = 700 R_{\odot}$. Descomponen el momento angular específico total ($\vec{j}_{acc}$) en dos componentes:

• Componente de eje fijo ($\vec{j}_O$): Derivado del movimiento orbital y del gradiente de densidad radial, calculado mediante la teoría de acreción de Bondi-Hoyle-Lyttleton (BHL) con un parámetro de gradiente de densidad $\eta = 0.1$.
• Componente estocástico ($\vec{j}_R$): Calculado sumando el momento angular de las masas (blobs) convectivas dentro de un volumen esférico ($R_{acc} = 0.5 R_{BHL}$ a $0.75 R_{BHL}$) centrado en la órbita del compañero durante el tiempo de acreción.

Resultados Clave

1. Amplitud de las Fluctuaciones: El componente de momento angular estocástico ($\vec{j}_R$) exhibe grandes fluctuaciones. En la simulación realista con deposición de energía, la amplitud de estas fluctuaciones alcanza aproximadamente de 2 a 3 veces la magnitud del componente de eje fijo ($\vec{j}_O$).
2. Variabilidad Direccional: La dirección del momento angular específico total ($\vec{j}_{acc}$) varía significamente. El componente aleatorio causa frecuentemente que el vector de momento angular total se desvíe del plano orbital, con el ángulo $\alpha_w$ variando ampliamente. En muchos casos, el componente estocástico es lo suficientemente grande como para "voltear" efectivamente la dirección del momento angular acrecido respecto al eje orbital.
3. Formación de Discos:
   • Compañeros Compactos (NS/Agujeros Negros): El momento angular específico total es fácilmente suficiente para formar discos de acreción intermitentes alrededor de estrellas de neutrones o agujeros negros, incluso con las variaciones estocásticas.
   • Compañeros de la Secuencia Principal: El momento angular es solo marginalmente suficiente, o insuficiente, para formar discos de acreción estables alrededor de estrellas de la secuencia principal. Los discos pueden formarse solo durante breves periodos de grandes fluctuaciones de $j_R$.
4. Escalas de Tiempo: El periodo de fluctuación de la dirección del momento angular es del orden de 19 a 35 días, dependiendo del radio orbital y el radio de acreción. Esto es comparable o incluso más corto que el tiempo de relajación viscosa del disco de acreción externo, lo que sugiere que el disco puede no tener tiempo de relajarse entre las fluctuaciones.

Significancia y Reivindicaciones
El artículo sostiene que el momento angular estocástico impulsado por la convección es un factor dominante en el proceso de acreción de la CEE, superando a menudo la contribución del movimiento orbital. Las implicaciones primarias son:

• Jets Oscilantes (Wobbling Jets): Debido a que el vector de momento angular del disco de acreción fluctúa rápida y significativamente, los jets lanzados por el compañero no estarán alineados con un único eje de simetría. En su lugar, serán "oscilantes", lanzándose en direcciones variables.
• Interacción de los Jets con la Envoltura: Estos jets oscilantes tienen menos probabilidades de perforar un camino recto a través de la envoltura en comparación con los jets de eje fijo. Sin embargo, la orientación aleatoria aumenta la probabilidad de que uno de los jets en un par sea lanzado radialmente hacia afuera, rompiendo potencialmente la envoltura y dando forma a la masa expulsada en estructuras complejas (arcos, filamentos y burbujas de tamaño medio) en lugar de simples lóbulos bipolares.
• Mecanismo de Retroalimentación: El estudio respalda el "escenario de acreción de remoción de masa por jets", donde los jets eliminan gas de alta entropía, facilitando una mayor acreción. La naturaleza oscilante de estos jets complica el ciclo de retroalimentación, ya que los jets pueden calentar regiones de la envoltura que aún no han sido alcanzadas por el compañero o pueden romper la envoltura de forma asimétrica.
• Definición de CEE Estándar: Los autores reiteran que el modelo de CEE estándar debe incluir los jets lanzados por el compañero durante la Evolución de Envoltura de Rozamiento (GEE), la propia CEE y/o la fase de salida. Este estudio proporciona una base física para la variabilidad de estos jets, enfatizando que la "oscilación" es una consecuencia intrínseca de la convección de la envoltura.

El estudio concluye que, si bien las simulaciones completas de retroalimentación que incluyen la gravedad del compañero y la inyección de jets son computacionalmente intensivas y se dejan para trabajos futuros, los resultados actuales apoyan fuertemente la necesidad de incluir jets oscilantes en los modelos de CEE y GEE para explicar las morfologías observadas de los sistemas binarios interactuantes y las nebulosas planetarias.