Mass distribution of neutron stars in binary systems

Sintesi Tecnica: Distribuzione di Massa delle Stelle di Neutroni in Sistemi Binari

Enunciato del Problema
Le osservazioni indicano che la distribuzione di massa delle stelle di neutroni (SN) note in sistemi binari presenta un pattern bimodale, con picchi intorno a 1,4 M$_\odot$ e $\sim$1,8 M$_\odot$. Mentre il picco a 1,4 M$_\odot$ è spesso attribuito a supernove standard da collasso del nucleo o all'evoluzione di un involucro comune, l'origine del picco a $\sim$1,8 M$_\odot$ rimane dibattuta. I precedenti modelli teorici che tentavano di spiegare la crescita di massa delle SN tramite accrescimento sono stati spesso limitati dal limite di Eddington o non hanno tenuto pienamente conto dei regimi di accrescimento super-Eddington. Inoltre, le incertezze riguardanti l'efficienza del trasferimento di massa, l'effetto propulsore e l'evoluzione del campo magnetico hanno ostacolato previsioni accurate della distribuzione di massa finale delle SN accrescenti. Questo studio mira a investigare se un modello di accrescimento super-Eddington possa riprodurre con successo la distribuzione di massa bimodale osservata delle SN in sistemi binari.

Metodologia
Gli autori hanno adottato un approccio ibrido di sintesi di popolazione combinando due codici distinti:

1. Evoluzione delle Stelle Binarie (BSE): Utilizzato per simulare la formazione e l'evoluzione iniziale di $10^7$ sistemi binari primordiali. Questo codice ha generato una popolazione di binarie con SN e compagne di sequenza principale, incorporando funzioni di massa iniziale, rapporti di massa, eccentricità e velocità di kick natale. I sistemi sono stati filtrati per identificare quelli capaci di trasferimento di massa stabile, escludendo quelli soggetti a evoluzione di involucro comune instabile o tassi di trasferimento di massa estremi ($>10^4 \dot{M}_{Edd}$).
2. Moduli per Esperimenti in Astrofisica Stellare (MESA): Le binarie con SN selezionate dall'output di BSE sono state sottoposte a calcoli evolutivi dettagliati utilizzando MESA (versione r24.08.1). Questa fase si è concentrata sul processo di accrescimento in condizioni di overflow stabile del lobo di Roche.

Principali Modelli Fisici e Assunzioni:

• Accrescimento Super-Eddington: A differenza dei modelli precedenti limitati dal limite di Eddington, questo studio incorpora la fisica dell'accrescimento super-Eddington come descritto da Lipunov (1987). Il modello distingue tra regimi sub-critici e super-critici in base alla relazione tra il raggio di Alfvén ($R_a$) e il raggio di sferizzazione ($R_s$).
• Efficienza di Accrescimento: La frazione di massa trasferita accresciuta dalla SN ($f_{mt,a}$) è determinata dallo stato di accrescimento. Nel regime super-critico, il materiale in eccesso viene espulso dalla pressione di radiazione vicino alla SN, portando via il momento angolare orbitale specifico. Viene assunta un'efficienza di accrescimento di 0,5 per la massa trattenuta.
• Evoluzione del Campo Magnetico: Il campo magnetico della SN decade in funzione della massa accresciuta ($\Delta M$) seguendo una legge esponenziale, riducendosi da un valore iniziale di $5 \times 10^{12}$ G a un minimo di $5 \times 10^8$ G.
• Evoluzione dello Spin: Il modello traccia il periodo di spin della SN attraverso tre fasi: Radio (nessun accrescimento), Propulsore (espulsione di materia) e Accrescimento (aumento dello spin). La transizione tra queste fasi dipende dalle posizioni relative del cilindro di luce, del raggio di corotazione e del raggio della magnetosfera.
• Perdita di Momento Angolare: La simulazione tiene conto della radiazione di onde gravitazionali, del frenamento magnetico e della perdita di momento angolare dovuta alla massa espulsa e alla formazione di un disco circum-binario.

Risultati Chiave

1. Meccanismo di Crescita di Massa: Lo studio dimostra che la crescita di massa delle SN dipende fortemente dal periodo orbitale della binaria e dalla massa della stella donatrice. Nel modello super-Eddington, le SN possono rimanere in uno stato di equilibrio di accrescimento per periodi prolungati, permettendo un'accumulazione di massa significativa (fino a $\sim$1,0 M$_\odot$ di crescita partendo da una massa di nascita di 1,4 M$_\odot$). Ciò contrasta con il modello di Li et al. (2021) (limitato da Eddington), dove le SN entrano spesso in una fase di propulsore prolungata che limita la crescita di massa.
2. Riproduzione della Bimodalità: I risultati della sintesi di popolazione riproducono con successo la distribuzione bimodale osservata:
   • Il Picco a $\sim$1,8 M$_\odot$: Questo picco deriva principalmente da binarie con SN aventi masse donatrici $M_d < \sim$1,6 M$_\odot$ e periodi orbitali $P_{orb} < 20$ giorni. In questi sistemi, il tasso di trasferimento di massa permette un accrescimento sub-Eddington efficiente e quasi in equilibrio su scale temporali lunghe.
   • Il Picco a 1,4 M$_\odot$: Questo picco è attribuito a sistemi con SN che subiscono un'evoluzione di involucro comune (spesso coinvolgendo donatrici più massicce o configurazioni orbitali specifiche), dove la crescita di massa è minima.
   • Coda ad Alta Massa: Sistemi con donatrici di massa intermedia ($1,6 \le M_d \le 3,0$ M$_\odot$) e periodi orbitali brevi possono accrescere materiale sufficiente per superare 2,1 M$_\odot$.
3. Distribuzione del Periodo di Spin: Il modello prevede periodi di spin delle SN concentrati tra 1 ms e 15 ms per le binarie a raggi X a bassa massa (LMXB). I risultati sono leggermente superiori ad alcuni dati osservativi, cosa che gli autori attribuiscono all'assunzione di un campo magnetico minimo di $5 \times 10^8$ G, che impedisce al disco di accrescimento di estendersi troppo vicino alla superficie della SN.

Significato e Affermazioni
Il lavoro afferma che l'inclusione della fisica dell'accrescimento super-Eddington è cruciale per spiegare il picco ad alta massa nella distribuzione di massa delle SN. Consentendo alle SN di accrescere in modo efficiente anche quando i tassi di trasferimento di massa superano il limite di Eddington, il modello risolve la discrepanza tra le previsioni teoriche di una crescita di massa bassa e la popolazione osservata di SN massive. Gli autori affermano che il loro modello fornisce una spiegazione fisica coerente per la distribuzione bimodale senza richiedere canali di formazione esotici per il picco ad alta massa, attribuendolo invece all'evoluzione binaria standard con accrescimento super-Eddington.

Limitazioni e Incertezze
Gli autori riconoscono diverse incertezze nel loro modello:

• Efficienza di Accrescimento: L'efficienza assunta di 0,5 e il trattamento della perdita di massa vicino alla SN sono semplificati.
• Decadimento del Campo Magnetico: Il tasso di decadimento e l'intensità minima del campo sono parametri che influenzano significativamente l'evoluzione dello spin e l'efficienza di accrescimento.
• Equazione di Stato (EoS): Il momento d'inerzia è fissato a $10^{45}$ g cm$^2$, che è vicino al limite inferiore. Variazioni nell'EoS della SN potrebbero alterare il momento d'inerzia, influenzando le scale temporali di aumento dello spin e la transizione al regime di propulsore.
• Canali Esclusi: Lo studio non quantifica il contributo delle SN formate tramite collasso indotto da accrescimento (AIC) o di quelle nate con distribuzioni di massa bimodali, concentrandosi invece sulle SN formate tramite collasso del nucleo standard e successiva evoluzione binaria.