Formation of neutron stars via accretion-induced collapse and core-merger-induced collapse inside planetary nebulae from white dwarf binaries

Riepilogo Tecnico: Formazione di Stelle di Neutroni tramite AIC e CMIC all'interno di Nebulose Planetarie

Enunciato del Problema
Sebbene la formazione di stelle di neutroni (SN) tramite collasso indotto da accrescimento (AIC) e collasso indotto da fusione (MIC) sia un percorso teorico noto, lo scenario specifico di questi eventi che si verificano all'interno di nebulose planetarie (NP) non è stato seriamente considerato nella letteratura precedente. Studi esistenti hanno affrontato la formazione di SN dopo le NP o di supernove da collasso del nucleo all'interno delle NP in condizioni specifiche di terzo corpo, ma la formazione diretta di una SN all'interno di una NP tramite canali di evoluzione binaria che coinvolgono nane bianche (NB) e stelle giganti rimane inesplorata. Questo articolo colma il vuoto nella comprensione di come le binarie di nane bianche ossigeno-neon-magnesio (ONeMg) possano evolvere per formare SN mentre sono ancora immerse nelle strutture nebulose dei loro sistemi progenitori.

Metodologia
Lo studio impiega due approcci computazionali distinti per modellare due canali evolutivi proposti:

1. Simulazioni di Evoluzione Stellare (MESA):

   • Codice: Il codice Modules for Experiments in Stellar Astrophysics (MESA) (versione 15140) è utilizzato per simulare l'evoluzione binaria 1D.
   • Sistema: Un sistema binario costituito da una NB ONeMg non magnetica di 1,2 $M_\odot$ e una stella Gigante Rossa (RG) di 1,5 $M_\odot$ con un periodo orbitale iniziale di 120 giorni.
   • Fisica: La simulazione incorpora il trasferimento di massa tramite riempimento della superficie di Roche (RLOF) utilizzando la prescrizione di Kolb & Ritter (1990), venti stellari (Reimers per RGB, Blocker per AGB) e l'evoluzione del momento angolare.
   • Fisica dell'Accrescimento: L'efficienza di ritenzione della massa è calcolata basandosi su prescrizioni per la combustione stabile di idrogeno ed elio (Hillman et al. 2015; Kato & Hachisu 2004). La crescita della massa della NB è tracciata fino a quando non si avvicina al limite di Chandrasekhar.

2. Sintesi di Popolazione Binaria (BPS):

   • Codice: Una versione aggiornata del codice BSE (Binary Star Evolution) è utilizzata per simulare $10^7$ binarie primordiali.
   • Condizioni Iniziali: Le masse primarie seguono la funzione di massa iniziale di Kroupa et al. (1993); i rapporti di massa seguono una distribuzione piatta; le separazioni iniziali seguono una distribuzione a legge di potenza; la metallicità è fissata a $Z=0.02$.
   • Fisica: Il modello include il trasferimento di massa, i venti stellari, le interazioni di marea, l'evoluzione dell'involucro comune (CE) (utilizzando il formalismo $\alpha$ con $\alpha_{CE}=1.0$ e $\lambda=0.5$) e i calci delle supernove.
   • Focus: La simulazione traccia specificamente le binarie di NB ONeMg in cui la NB fonde con il nucleo di una compagna gigante durante la fase CE, a condizione che la massa totale del nucleo superi il limite di Chandrasekhar ($1,44 M_\odot$).

Contributi Chiave e Canali Proposti
L'articolo propone due nuovi percorsi evolutivi per la formazione di SN all'interno delle NP:

1. Canale della Nebulosa Simbiotica (AIC):

   • Meccanismo: In una binaria NB-RG (o NB-AGB), la compagna gigante perde massa tramite venti stellari e/o RLOF stabile. Questa massa forma una nebulosa che circonda la binaria. La NB ONeMg centrale che accresce massa cresce fino a raggiungere il limite di Chandrasekhar e subisce un AIC.
   • Ionizzazione della Nebulosa: La nebulosa risultante (definita "nebulosa simbiotica") è ionizzata dal nucleo caldo della stella gigante o dalla NB stessa che accresce.
   • Esito: La formazione di una SN che probabilmente mantiene la sua compagna NB, creando un sistema binario SN-NB.

2. Canale del Collasso Indotto da Fusione del Nucleo (CMIC):

   • Meccanismo: Durante la fase di trasferimento di massa instabile di una binaria di NB ONeMg, il sistema entra in una fase di Involucro Comune (CE). La NB spiraleggia verso l'interno e fonde con il nucleo caldo della compagna gigante.
   • Condizione di Collasso: Se la massa combinata della NB e del nucleo della gigante supera il limite di Chandrasekhar, la fusione innesca un collasso (CMIC) piuttosto che una supernova di Tipo Ia.
   • Esito: La formazione di una neonata SN (potenzialmente una pulsar) immersa nel materiale CE in espansione, che potrebbe manifestarsi come una nebulosa planetaria o una nebulosa di vento di pulsar.

Risultati

• Risultati della Simulazione MESA:

  • La simulazione dimostra che una NB ONeMg può accrescere massa sufficiente da una compagna RG per raggiungere il limite di Chandrasekhar.
  • Durante l'evoluzione, la RG perde circa $0,4 M_\odot$, con circa la metà accresciuta dalla NB e il resto espulso per formare una nebulosa circostante.
  • La massa del nucleo della compagna gigante rimane sufficientemente massiccia ($>0,3 M_\odot$) per raggiungere temperature efficaci capaci di ionizzare la nebulosa, anche dopo lo spogliamento dell'involucro.
  • Lo studio nota che simulazioni simili precedenti (es. Ablimit 2023) non discutevano le NP risultanti; questo lavoro collega esplicitamente la perdita di massa alla formazione della nebulosa.
  • Nei casi che coinvolgono NB altamente magnetizzate, la massa espulsa potrebbe essere significativamente più alta, potenzialmente formando nebulose bipolari tramite il lancio di getti.

• Risultati della Simulazione BPS:

  • Il tasso di formazione galattico per le SN formate tramite CMIC all'interno delle NP è stimato in $\sim 3,6 \times 10^{-4} \text{ yr}^{-1}$ (assumendo un tasso di formazione stellare di $2 M_\odot \text{ yr}^{-1}$).
  • Le distribuzioni della massa CE e della massa totale del nucleo per i sistemi che portano al CMIC mostrano un ampio intervallo adatto alla formazione sia di nebulose che di SN.
  • I nuclei caldi di NB e gigante durante il processo di spiraleggiamento possono raggiungere temperature ($\sim 30.000$ K) sufficienti a ionizzare il CE, mentre la neonata SN può ulteriormente alimentare la nebulosa tramite un vento di pulsar.

Significato e Affermazioni
L'articolo afferma di essere il primo a considerare e modellare seriamente la formazione di stelle di neutroni all'interno di nebulose planetarie tramite evoluzione binaria.

• Novità: Introduce il concetto di "nebulose simbiotiche" formate dal trasferimento di massa NB-RG che porta all'AIC, ed espande la definizione di CMIC per includere fusioni all'interno del CE di binarie di NB che risultano in SN all'interno delle NP.
• Popolazione: L'autore suggerisce che la Via Lattea potrebbe ospitare dozzine di sistemi binari SN-NB formati tramite il canale AIC descritto.
• Prospettive Osservative: L'articolo ipotizza che i telescopi di prossima generazione da terra e dallo spazio potrebbero presto fornire prove convincenti per questi scenari, in particolare attraverso osservazioni di nebulose di vento di pulsar situate all'interno di nebulose planetarie in espansione.
• Impatto Teorico: Questi risultati offrono nuove intuizioni su fenomeni rari come i collassi e le esplosioni di NB che avvengono all'interno dell'ambiente specifico delle nebulose planetarie, affinando la nostra comprensione dell'evoluzione stellare binaria.