Stellar black hole binaries from two common envelope evolution phases in triple stellar systems

Sintesi Tecnica: Binari di Buchi Neri Stellari da Due Fasi di Evoluzione di Involucro Comune in Sistemi Stellari Tripli

Definizione del Problema
I rilevatori di onde gravitazionali (LIGO-Virgo-KAGRA) hanno osservato circa 300 eventi di fusione di buchi neri binari (BBH). Una caratteristica osservativa chiave è la distribuzione del parametro di spin efficace di inspirazione, $\chi_{\text{eff}}$. I dati rivelano una distribuzione asimmetrica: mentre la media è leggermente positiva ($\langle \chi_{\text{eff}} \rangle \approx 0,054$), esiste una coda significativa di sistemi con $\chi_{\text{eff}}$ negativa.
Gli attuali canali di formazione faticano a riprodurre questa asimmetria in isolamento:

• L'evoluzione di binari isolati prevede tipicamente una $\chi_{\text{eff}}$ strettamente centrata vicino allo zero.
• L'assemblaggio puramente dinamico (ad esempio, in ammassi globulari o dischi di AGN) prevede una distribuzione simmetrica rispetto allo zero, fallendo nel rendere conto della media positiva osservata.
• Esistono scenari ibridi, ma l'origine specifica della coda negativa e della media positiva simultaneamente rimane una questione aperta.

Metodologia
Gli autori propongono e modellano un canale evolutivo specifico all'interno del quadro del meccanismo di esplosione Jittering-Jets (JJEM) per le supernove a collasso nucleare (CCSNe). Lo scenario coinvolge un sistema stellare triplo che attraversa due distinte fasi di Evoluzione di Involucro Comune (CEE).

1. Scenario Evolutivo:

   • Stato Iniziale: Un sistema triplo gerarchico composto da una primaria massiccia ($M_1$), una secondaria massiccia ($M_2$) e una terziaria di bassa massa ($M_3 \lesssim 5 M_\odot$).
   • Prima CEE: Mentre la primaria evolve fuori dalla sequenza principale, ingloba la terza stella. La terza stella spirala verso il nucleo della primaria, provocando la disruzione mareale e lo spin-up del nucleo. Questa rotazione rapida è necessaria per il JJEM per formare il primo buco nero (BH1) tramite una CCSN di successo. Lo spin di BH1 ($\vec{\chi}_1$) si allinea con il momento angolare orbitale interno ($\vec{L}_{\text{orb,in}}$), che è inclinato rispetto all'orbita esterna.
   • Seconda CEE: La stella secondaria evolve in una Supergigante Rossa (RSG) e ingloba BH1. BH1 spirala all'interno, provocando lo spin-up del nucleo della secondaria. La secondaria poi collassa per formare il secondo buco nero (BH2). Lo spin di BH2 ($\vec{\chi}_2$) si allinea con il momento angolare orbitale della binaria ($\vec{L}_{\text{orb}}$).
   • Risultato: Il sistema BBH finale possiede una distribuzione di spin in cui $\vec{\chi}_2$ è allineato con l'orbita, ma $\vec{\chi}_1$ può essere altamente disallineato (o addirittura anti-allineato) a causa dell'inclinazione iniziale tra l'orbita interna e quella esterna. L'accrescimento durante la seconda CEE può parzialmente allineare $\vec{\chi}_1$, ma un disallineamento significativo rimane possibile, creando la coda negativa di $\chi_{\text{eff}}$.

2. Approccio Numerico:

   • Lo studio impiega un approccio semi-analitico piuttosto che una sintesi di popolazione completa per stimare la viabilità del canale.
   • Probabilità di Prelievo (Draw Probability, $P_{\text{draw}}$): Calcolata utilizzando distribuzioni iniziali empiricamente calibrate (Moe & Di Stefano 2017) per stelle massicce, inclusi massa, periodo, rapporto di massa ed eccentricità. Vengono applicati vincoli per garantire che il sistema soddisfi i requisiti evolutivi (ad esempio, $M_1 \geq 25 M_\odot$, intervalli specifici del periodo orbitale).
   • Frazione di Successo ($\beta$): Definita come la probabilità condizionata che un sistema che soddisfa le condizioni ZAMS iniziali evolva con successo attraverso l'intera sequenza (due CEE, due CCSNe e un'orbita finale stretta) per fondersi entro un tempo di Hubble.
   • Normalizzazione del Tasso: Il tasso di fusione calcolato è normalizzato rispetto al tasso osservato di CCSN locale ($R_{\text{CCSN}} \approx 6,9 \times 10^4 \text{ Gpc}^{-3} \text{ yr}^{-1}$) e al tasso di fusione BBH osservato ($R_{\text{BBH}} \approx 17,4 - 31,3 \text{ Gpc}^{-3} \text{ yr}^{-1}$).
   • Controllo di Stabilità: La stabilità dinamica è imposta utilizzando il criterio di Aarseth & Mardling (2001). Inoltre, gli autori utilizzano il codice Multiple Stellar Evolution (MSE) per verificare che la sequenza evolutiva proposta sia dinamicamente realizzabile e per affinare gli intervalli di periodo dell'orbita interna consentiti.

Risultati Chiave

• Vincoli Parametrici: Lo spazio dei parametri viabili richiede una massa primaria $M_1 \in [25, 150] M_\odot$, una massa secondaria $M_2 \in [18, M_1] M_\odot$, una massa terziaria $M_3 \in [1,25, 4,5] M_\odot$, un periodo interno $\log(P_{\text{in}}/\text{giorno}) \in [0,7, 1,5]$ e un periodo esterno $\log(P_{\text{out}}/\text{giorno}) \in [2,3, 3,5]$.
• Probabilità di Prelievo: Per i parametri fiduciali del sistema triplo, la probabilità di prelevare un sistema con queste proprietà iniziali è $P_{\text{draw}}^{\text{triple}} \approx 1,5 \times 10^{-3}$.
• Frazione di Successo ($\beta$):
  • Sotto i vincoli fiduciali ($M_1 \geq 25 M_\odot$), la frazione di successo richiesta per corrispondere al tasso BBH osservato è $\beta_{\text{triple}} \lesssim 0,67$.
  • Quando si rilassa il vincolo della massa primaria alla soglia teorica di formazione dei BH ($M_1 \geq 20 M_\odot$), la frazione di successo richiesta scende a $\beta_{\text{triple}} \approx 0,47$.
• Confronto con il Canale Binario: La frazione di successo per il canale triplo è significativamente più alta di quella di un canale binario isolato comparabile ($\beta_{\text{binary}} \approx 0,023$), sebbene il canale triplo sia più raro a causa della "penalità di molteplicità" (la bassa probabilità di formare un triplo stabile con i parametri specifici richiesti).

Significato e Rivendicazioni
Il documento sostiene che questo canale evolutivo di stelle triple è un contributore vitale e non trascurabile alla popolazione di BBH in fusione.

• Corrispondenza Qualitativa: Il meccanismo spiega naturalmente la distribuzione asimmetrica di $\chi_{\text{eff}}$ osservata. Il disallineamento dello spin del primo buco nero nato (dovuto alla geometria del sistema triplo) genera la coda negativa, mentre l'allineamento dello spin del secondo buco nero nato contribuisce alla media positiva.
• Viabilità del Tasso: La frazione di successo calcolata ($\beta < 1$) indica che il canale non è escluso dai vincoli di tasso. Gli autori affermano esplicitamente che, sebbene il canale potrebbe teoricamente produrre l'intera popolazione di BBH osservata (se $\beta$ fosse vicino all'unità), è più probabile che sia un contributore significativo insieme ad altri canali.
• Limitazioni: Gli autori non pretendono che questo canale domini la popolazione di BBH. Notano che l'attuale lavoro non deriva la distribuzione quantitativa di $\chi_{\text{eff}}$ né determina la frazione esatta della popolazione fornita da questo canale. L'alta frazione di successo richiesta ($\sim 0,5-0,7$) suggerisce che, sebbene il canale sia plausibile, potrebbe non essere l'unico meccanismo di formazione.

In sintesi, lo studio propone un percorso di evoluzione di stelle triple fisicamente motivato che risolve la tensione tra la media positiva e la coda negativa degli spin di BBH osservati, dimostrando che tali sistemi possono formarsi a tassi coerenti con le attuali osservazioni di onde gravitazionali.