Disk-Regulated Mass Transfer Between Rotating Non-Degenerate Stars: Insights from Be and sdOB Binaries

Résumé technique : Transfert de masse régulé par un disque entre des étoiles non dégénérées en rotation

Énoncé du problème
Le transfert de masse entre étoiles non dégénérées est un processus critique mais encore mal compris dans l'évolution binaire. Une incertitude centrale réside dans l'efficacité de l'accrétion — la fraction de la masse transférée retenue par l'accréteur. La synthèse de populations binaires (BPS) standard et les simulations détaillées de l'évolution stellaire (par exemple, utilisant MESA) emploient généralement une prescription d'accrétion « limitée par la rotation ». Dans ce cadre, l'accrétion est restreinte lorsque l'accréteur approche son taux de rotation critique de rupture, ce qui conduit souvent à des efficacités d'accrétion très faibles.

Cependant, les contraintes observationnelles issues des binaires d'étoiles Be, particulièrement les systèmes Be + sous-naines de type O/B (sdOB), suggèrent des efficacités d'accrétion nettement plus élevées (souvent $\gtrsim 30\%$ à $>50\%$). Les modèles existants limités par la rotation sous-estiment systématiquement les masses des étoiles Be dans ces systèmes et ne parviennent pas à reproduire l'espace des paramètres observé des binaires Be+sdOB. De plus, des études antérieures indiquent que ni les prescriptions limitées par la rotation ni celles limitées par la thermique ne peuvent, à elles seules, satisfaire les exigences d'efficacité dérivées des populations observées de Be+sdOB.

Méthodologie
Les auteurs proposent une prescription d'accrétion de masse par « couplage disque-étoile » physiquement motivée pour remédier à ces divergences. Le mécanisme physique central postule qu'un disque d'accrétion ou de décrétion régule le moment angulaire transporté vers l'accréteur, permettant la poursuite de l'accrétion de masse même lorsque l'étoile tourne à une vitesse proche de sa limite critique.

1. Régulation du moment angulaire : S'appuyant sur les solutions de disques minces en régime permanent de Popham & Narayan (1991), les auteurs modélisent le moment angulaire spécifique accrété par l'étoile ($j_{acc}$) en fonction du taux de rotation stellaire ($\Omega/\Omega_{crit}$).

   • À de faibles taux de rotation, $j_{acc}$ est approximativement la valeur képlérienne à la surface de l'étoile.
   • À mesure que l'étoile approche d'un seuil de rotation (adopté comme $\Omega/\Omega_{crit} \approx 0,9$), le cisaillement du disque permet au moment angulaire d'être transporté vers l'extérieur de l'étoile dans le disque. Par conséquent, $j_{acc}$ diminue brusquement, pouvant devenir négatif, ce qui permet la poursuite de l'accrétion de masse sans que l'étoile ne dépasse sa rotation critique.
   • Les auteurs implémentent une forme fonctionnelle lissée pour $j_{acc}$ afin d'assurer la stabilité numérique dans les simulations 1D, évitant les discontinuités qui résulteraient d'un seuil strict.

2. Lois de conservation et calcul de l'efficacité : Le modèle suppose que l'excès de moment angulaire extrait de l'étoile est transporté à travers le disque et éliminé via une perte de masse au bord extérieur du disque ($R_{out}$). En appliquant la conservation de la masse et du moment angulaire, l'efficacité d'accrétion ($\eta = \dot{M}_{acc}/\dot{M}_{tr}$) est calculée de manière auto-cohérente. L'efficacité dépend du rapport entre le moment angulaire spécifique au bord du disque et celui au rayon d'accrétion.

3. Cadre de simulation : Les auteurs ont implémenté cette prescription dans le cadre POSYDON, en utilisant MESA (Modules for Experiments in Stellar Astrophysics) pour faire évoluer les modèles binaires.

   • Ils ont désactivé le schéma de vent implicite utilisé pour empêcher la rotation supercritique, s'appuyant plutôt sur des vents explicitement renforcés par la rotation et sur la réduction du taux d'accrétion dans le régime supercritique pour restaurer une rotation sous-critique.
   • Une grille de modèles binaires a été simulée avec une métallicité solaire, faisant varier les masses primaires ($2-9 M_\odot$), les rapports de masse ($0,4-0,95$) et les périodes orbitales.
   • L'étude a également examiné l'impact des traitements de l'overshooting du noyau (comparant les réglages standards de POSYDON avec une prescription d'overshooting réduit) sur les masses finales des composantes.

Contributions clés et résultats

• Estimations analytiques : Les auteurs ont dérivé des expressions analytiques pour l'efficacité d'accrétion. Ils montrent que dans le régime d'accrétion par disque, l'efficacité dépend de la rotation stellaire, du rapport de masse et du rapport entre le rayon stellaire et le rayon de la limite de Roche. Dans le régime d'impact direct, elle dépend de la rotation et du rapport de masse. Les efficacités d'accrétion pondérées par la masse globale sont proches des valeurs attendues près du taux de rotation seuil, où le moment angulaire spécifique accrété décline brusquement.
• Comparaison de l'évolution binaire :
  • Modèle limité par la rotation : Dans ce modèle standard, les accréteurs atteignent la rotation critique après avoir accrété seulement une petite fraction de la masse transférée ($\sim 0,2 M_\odot$ dans un cas de test), conduisant à de faibles efficacités ($<10\%$ pour la plupart des systèmes). Cela produit des étoiles Be systématiquement moins massives que celles observées.
  • Modèle de couplage disque-étoile : Ce modèle permet aux accréteurs d'accréter nettement plus de masse (par exemple, $\sim 1,6 M_\odot$ dans la phase rapide du cas de test) avec des efficacités atteignant $\sim 40-60\%$. Le disque extrait le moment angulaire, permettant à l'étoile de s'étendre et d'accréter tout en restant proche du seuil de rotation critique.
• Reproduction des observations :
  • Appliqué aux systèmes Be+sdOB, le modèle limité par la rotation ne parvient pas à produire des étoiles Be avec des masses cohérentes avec les observations, particulièrement pour les systèmes à orbite large (Cas B).
  • Le modèle de couplage disque-étoile produit des étoiles Be dont les masses couvrent une partie significative de la plage observée.
  • Les auteurs ont constaté que les masses finales des composantes sont sensibles à l'overshooting supposé. Un modèle combinant la prescription de couplage disque-étoile avec un overshooting réduit produit des masses de composantes pour les systèmes Be+sdOB plus proches des observations que les modèles standards à fort overshooting.
• Périodes orbitales : Bien que le modèle de couplage disque-étoile augmente la rétention de masse, les périodes orbitales résultantes sont comparables ou légèrement plus longues que celles du modèle limité par la rotation. Cela est dû au fait que le transfert de masse plus conservateur réduit la masse totale perdue du système, entraînant des rapports de masse plus extrêmes qui accélèrent l'expansion orbitale, contrecarrant partiellement la perte de moment angulaire au bord du disque.

Signification et affirmations
L'article affirme que la divergence entre les propriétés observées des binaires Be+sdOB et les résultats actuels des simulations peut être résolue en adoptant un modèle de transfert de masse régulé par un disque. Les auteurs soutiennent que :

1. Les prescriptions d'accrétion limitées par la rotation sous-estiment systématiquement les masses des étoiles Be dans les systèmes Be+sdOB.
2. Un mécanisme de couplage disque-étoile, qui permet la régulation du transport du moment angulaire, permet des efficacités d'accrétion plus élevées, cohérentes avec les contraintes observationnelles (spécifiquement l'exigence d'efficacités $>50\%$ dans de nombreux systèmes).
3. La combinaison de cette nouvelle prescription d'accrétion avec un overshooting du noyau réduit fournit une explication plus physiquement cohérente des masses et des périodes orbitales des binaires Be+sdOB.

Les auteurs reconnaissent que l'efficacité réelle dépend de facteurs incertains tels que la structure du disque, les champs magnétiques et les conditions spécifiques de formation du disque et de perte de masse (par exemple, via les points L2 ou les points chauds). Cependant, ils concluent que le modèle de couplage disque-étoile offre un mécanisme physique nécessaire pour expliquer l'existence d'étoiles Be massives dans des binaires à orbite large où le freinage par effet de marée est inefficace.