Black hole-neutron star binaries with high spins and large mass asymmetries: III. Properties of the ejected material and its electromagnetic signatures

Resumen Técnico: Binarias de agujero negro–estrella de neutrones con espines altos y grandes asimetrías de masa: III. Propiedades del material eyectado y sus firmas electromagnéticas

Problema y Contexto
Las binarias de agujero negro–estrella de neutrones (BHNS) son candidatas principales para la astronomía multi-mensajero, ofreciendo señales tanto en canales de ondas gravitacionales (GW) como electromagnéticos (EM). Mientras que el evento GW170817 proporcionó restricciones sin precedentes sobre las fusiones de estrellas de neutrones binarias (BNS), los contrapartes EM seguros para las fusiones BHNS permanecen sin confirmarse a pesar de varias detecciones de GW (p. ej., GW200105, GW200115). Comprender las propiedades de la eyecta dinámica en sistemas BHNS es crucial para restringir la ecuación de estado (EOS) de la materia nuclear densa, verificar los mecanismos de lanzamiento de jets relativistas y evaluar la contribución de las fusiones BHNS a la abundancia cósmica de elementos pesados mediante el proceso $r$.

La literatura existente a menudo se basa en distribuciones de eyecta idealizadas derivadas de modelos analíticos o resultados numéricos simplificados. Este artículo, el tercero de una serie, aborda esto adoptando un enfoque ab-initio. Investiga las propiedades geométricas, termodinámicas y cinemáticas de la eyecta puramente dinámica de simulaciones magnetohidrodinámicas de relatividad general (GRMHD) de sistemas BHNS caracterizados por espines de agujeros negros (BH) altos y razones de masa ($Q = M_{BH}/M_{NS}$) grandes.

Metodología
El estudio utiliza un espacio de parámetros exhaustivo que cubre seis configuraciones BHNS:

1. Razón de masa fija $Q=4$ con espines de BH variables $\chi_{BH} \in \{0.4, 0.6, 0.8\}$.
2. Spin de BH fijo $\chi_{BH}=0.8$ con razones de masa variables $Q \in \{4, 5, 6, 7\}$.

Las simulaciones emplean la EOS DD2 para la estrella de neutronos (NS) con una masa bariónica de $1.53 M_\odot$. La infraestructura numérica incluye el EinsteinToolkit con el código Antelope para la evolución métrica (usando formulaciones CCZ4 o Z4c) y el código Frankfurt-IllinoisGRMHD (FIL) para el fluido magnetizado. Los datos iniciales se generan utilizando el solver FUKA.

El análisis procede en tres etapas:

1. Caracterización de la Eyecta Dinámica: Los autores analizan la transferencia de energía y momento angular al matter perturbado, examinando específicamente la distribución en el espacio de fases de la energía específica ($\tilde{E}$) y el momento angular específico normalizado ($\tilde{J}$). Definen la eyecta dinámica utilizando criterios de no ligadura tanto geodésicos ($u_t < -1$) como de Bernoulli ($h u_t < -1$).
2. Nucleosíntesis: Se extraen partículas trazadoras artificiales de los datos de la simulación en un radio de detector de $400 M_\odot$. Estos trazadores, ponderados por masa, sirven como entradas para la red de reacciones nucleares SkyNet para calcular las abundancias elementales resultantes del proceso $r$. La red se ejecuta durante $\sim 32$ años para capturar la evolución de los núcleos pesados.
3. Firmas Electromagnéticas: Las propiedades de la eyecta resultantes (masa, velocidad, entropía, geometría) se introducen en el código de transferencia radiativa POSSIS para generar curvas de luz de kilonova (KN). Estas se comparan con los datos de AT2017gfo y los límites superiores de S190814bv.

Contribuciones Clave y Resultados

• Mecanismo de Eyección de Masa: El estudio detalla el mecanismo de eyección de masa dinámica para binarias de alta razón de masa y alto spin. A diferencia de los casos de menor razón de masa, las binarias de alto $Q$ con espines altos exhiben una formación retrasada de un disco de acreción. La cola de marea realiza más rotaciones alrededor del BH antes de que la disrupción sea completa, facilitando la transferencia de momento angular y retrasando la acumulación de material ligado. En el caso $Q=7, \chi_{BH}=0.8$, el ISCO se desplaza hacia afuera, y la materia más cercana a $\approx 120$ km es diezmada dentro de los 5 ms post-fusión.

• Propiedades Globales de la Eyecta:

  • Masa: Los casos de disrupción de marea fuerte (STD) (p. ej., $Q=4, \chi_{BH}=0.8$) eyectan una masa sustancial ($\sim 0.04 - 0.06 M_\odot$), la cual disminuye a medida que aumenta la razón de masa. Las configuraciones $Q=4, \chi_{BH}=0.8$ y $Q=5, \chi_{BH}=0.8$ representan una meseta de masa de eyecta máxima para el spin dado.
  • Termodinámica: Las disrupciones de marea más fuertes conducen a una mayor entropía media debido a colisiones más frecuentes en la cola de marea. Los valores de entropía pueden exceder los $50 k_B$/barión en las colas de la distribución.
  • Cinemática: El aumento de la asimetría de masa generalmente incrementa la velocidad media de la eyecta. La energía cinética es amplificada por el momento angular del sistema. La velocidad promedio $\langle v \rangle$ oscila entre $\sim 0.18c$ y $0.29c$, con una clara tendencia de aumento de velocidad con un $Q$ más alto.
  • Composición: La fracción electrónica ($Y_e$) permanece baja ($\approx 0.04 - 0.06$) en todas las simulaciones, consistente con la ausencia de efectos de radiación de neutrinos en las simulaciones. Este bajo $Y_e$ impulsa la producción de elementos pesados.

• Distribución Espacial y Angular:

  • La eyecta exhibe una anisotropía significativa. Las disrupciones de marea fuerte resultan en eyectas más colimadas con un ángulo de apertura polar de $\sim 5^\circ$, mientras que las disrupciones débiles son más anchas ($\sim 10^\circ$).
  • La extensión azimutal varía: las disrupciones fuertes cubren $\sim 120^\circ$, mientras que las disrupciones débiles y los casos de alto $Q$ pueden acercarse a $360^\circ$ debido al envolvimiento de la cola de marea.
  • La región de confinamiento del 90% de la eyecta abarca entre el 4% y el 8% del cielo, dependiendo de la fuerza de la disrupción.

• Rendimientos de Nucleosíntesis:

  • Los rendimientos del proceso $r$ están dominados por material muy rico en neutrones ($Y_e \approx 0.05$).
  • Los patrones de abundancia resultantes muestran una firma clásica de la eyecta dinámica rica en neutrones: los picos segundo y tercero del proceso $r$ se sobreproducen por un orden de magnitud en comparación con los datos solares del proceso $r$, mientras que el primer pico está severamente depletado.
  • Las variaciones en los patrones de abundancia entre las simulaciones son más pronunciadas entre el segundo y tercer pico ($140 < A < 190$) y en la región de los actínidos, correlacionándose con diferencias en la entropía y los tiempos de expansión.

• Firmas Electromagnéticas:

  • Las curvas de luz de kilonova computadas con POSSIS muestran que la evolución bolométrica y óptico/infrarrojo cercano depende del ángulo de visión y los parámetros de la binaria ($Q, \chi_{BH}$).
  • Los modelos son generalmente consistentes con los datos de AT2017gfo y los límites superiores para S190814bv, sugiriendo que las fusiones BHNS con estos parámetros pueden producir transitorios observables, aunque pueden ser más tenues y duraderos que sus contrapartes BNS.

Significancia
El artículo reclama su significancia al proporcionar un vínculo detallado y ab-initio entre los parámetros subyacentes de la binaria (razón de masa y spin del BH) y las propiedades observables de la eyecta y la kilonova. Al ir más allá de las suposiciones idealizadas, los autores demuestran que:

1. Los espines altos de BH y las grandes razones de masa alteran significativamente la dinámica de la disrupción de marea, retrasando la formación del disco y alterando la distribución angular de la eyecta.
2. Las propiedades geométricas y termodinámicas de la eyecta están directamente ligadas a la configuración de la binaria, influyendo en los rendimientos del proceso $r$ y las curvas de luz de la kilonova.
3. La descripción detallada de la extensión angular (polar y azimutal) proporcionada aquí ofrece la entrada necesaria para refinar los modelos sintéticos de kilonova, que a menudo dependen de geometrías fijas.
4. Los hallazgos apoyan la viabilidad de las fusiones BHNS como fuentes de elementos pesados y señales multi-mensajero, incluso en ausencia de un contraparte EM confirmado hasta la fecha.

El trabajo concluye que, si bien la eyecta dinámica por sí sola no puede reproducir completamente el patrón de abundancia solar (faltando el primer pico y las contribuciones de flujo secular), proporciona una base robusta para comprender la producción de elementos pesados en las fusiones BHNS más extremas.