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

Sintesi Tecnica: Binari buco nero–stella di neutroni con spin elevati e grandi asimmetrie di massa: III. Proprietà del materiale espulso e delle sue firme elettromagnetiche

Problema e Contesto
I binari buco nero–stella di neutroni (BHNS) sono candidati primari per l'astronomia multi-messaggero, offrendo segnali sia nei canali delle onde gravitazionali (GW) che in quelli elettromagnetici (EM). Mentre l'evento GW170817 ha fornito vincoli senza precedenti sulle fusioni di binari di stelle di neutroni (BNS), le controparti EM sicure per le fusioni BHNS rimangono non confermate nonostante diverse rilevazioni di GW (ad es. GW200105, GW200115). Comprendere le proprietà dell'ejecta dinamico nei sistemi BHNS è cruciale per vincolare l'equazione di stato (EOS) della materia nucleare densa, verificare i meccanismi di lancio dei jet relativistici e valutare il contributo delle fusioni BHNS all'abbondanza cosmica di elementi pesanti tramite il processo $r$.

La letteratura esistente spesso si affida a distribuzioni di ejecta idealizzate derivate da modelli analitici o risultati numerici semplificati. Questo articolo, il terzo di una serie, affronta questo problema adottando un approccio ab-initio. Esso investiga le proprietà geometriche, termodinamiche e cinematiche dell'ejecta puramente dinamico da simulazioni magnetoidrodinamiche relativistiche generali (GRMHD) di sistemi BHNS caratterizzati da alti spin del buco nero (BH) e grandi rapporti di massa ($Q = M_{BH}/M_{NS}$).

Metodologia
Lo studio utilizza uno spazio di parametri completo che copre sei configurazioni BHNS:

1. Rapporto di massa fisso $Q=4$ con spin del BH variabile $\chi_{BH} \in \{0.4, 0.6, 0.8\}$.
2. Spin del BH fisso $\chi_{BH}=0.8$ con rapporti di massa variabili $Q \in \{4, 5, 6, 7\}$.

Le simulazioni impiegano l'EOS DD2 per la stella di neutroni (NS) con una massa barionica di $1.53 M_\odot$. L'infrastruttura numerica include l'EinsteinToolkit con il codice Antelope per l'evoluzione della metrica (utilizzando le formulazioni CCZ4 o Z4c) e il codice Frankfurt-IllinoisGRMHD (FIL) per il fluido magnetizzato. I dati iniziali sono generati utilizzando il solver FUKA.

L'analisi procede in tre fasi distinte:

1. Caratterizzazione dell'ejecta dinamico: Gli autori analizzano il trasferimento di energia e momento angolare alla materia perturbata, esaminando specificamente la distribuzione nello spazio delle fasi dell'energia specifica ($\tilde{E}$) e del momento angolare specifico normalizzato ($\tilde{J}$). Definiscono l'ejecta dinamico utilizzando sia i criteri di non legamento geodetico ($u_t < -1$) che di Bernoulli ($h u_t < -1$).
2. Nucleosintesi: Particelle traccianti artificiali vengono estratte dai dati della simulazione a un raggio di rilevamento di $400 M_\odot$. Tali traccianti, pesati per massa, servono come input per la rete di reazioni nucleari SkyNet per calcolare le abbondanze elementari risultanti dal processo $r$. La rete opera per circa 32 anni per catturare l'evoluzione dei nuclei pesanti.
3. Firme elettromagnetiche: Le proprietà dell'ejecta risultante (massa, velocità, entropia, geometria) vengono inserite nel codice di trasferimento radiativo POSSIS per generare le curve di luce della kilonova (KN). Queste vengono confrontate con i dati di AT2017gfo e i limiti superiori di S190814bv.

Contributi Chiave e Risultati

• Meccanismo di espulsione della massa: Lo studio dettaglia il meccanismo di espulsione della massa dinamica per binari con alto rapporto di massa e alto spin. A differenza dei casi con rapporto di massa inferiore, i binari ad alto $Q$ con alti spin mostrano una formazione ritardata del disco di accrezione. La coda mareale compie più rotazioni attorno al BH prima che la perturbazione sia completa, facilitando il trasferimento del momento angolare e ritardando l'accumulo di materiale legato. Nel caso $Q=7, \chi_{BH}=0.8$, l'ISCO viene spinto verso l'esterno e la materia più vicina a $\approx 120$ km viene depauperata entro 5 ms post-fusione.

• Proprietà bulk dell'ejecta:

  • Massa: I casi di forte perturbazione mareale (STD) (ad es. $Q=4, \chi_{BH}=0.8$) espellono una massa sostanziale ($\sim 0.04 - 0.06 M_\odot$), che diminuisce all'aumentare del rapporto di massa. Le configurazioni $Q=4, \chi_{BH}=0.8$ e $Q=5, \chi_{BH}=0.8$ rappresentano un plateau di massa massima di ejecta per lo spin dato.
  • Termodinamica: Perturbazioni mareali più forti portano a un'entropia media più elevata a causa di collisioni più frequenti nella coda mareale. I valori di entropia possono superare i $50 k_B$/barione nelle code della distribuzione.
  • Cinematica: L'aumento dell'asimmetria di massa generalmente aumenta la velocità media dell'ejecta. L'energia cinetica è amplificata dal momento angolare del sistema. La velocità media $\langle v \rangle$ varia da $\sim 0.18c$ a $0.29c$, con una chiara tendenza all'aumento della velocità con l'aumentare di $Q$.
  • Composizione: La frazione elettronica ($Y_e$) rimane bassa ($\approx 0.04 - 0.06$) in tutte le simulazioni, coerentemente con l'assenza di effetti di radiazione neutrinica nelle simulazioni. Questa bassa $Y_e$ guida la produzione di elementi pesanti.

• Distribuzione spaziale e angolare:

  • L'ejecta presenta una significativa anisotropia. Le forti perturbazioni mareali risultano in un ejecta più collimato con un angolo di apertura polare di $\sim 5^\circ$, mentre le perturbazioni deboli sono più ampie ($\sim 10^\circ$).
  • L'estensione azimutale varia: le forti perturbazioni coprono $\sim 120^\circ$, mentre le perturbazioni deboli e i casi ad alto $Q$ possono avvicinarsi a $360^\circ$ a causa dell'avvolgimento della coda mareale.
  • La regione di confinamento al 90% dell'ejecta spazia tra il 4% e l'8% del cielo, a seconda della forza della perturbazione.

• Rese della nucleosintesi:

  • Le rese del processo $r$ sono dominate da materiale estremamente ricco di neutroni ($Y_e \approx 0.05$).
  • I modelli di abbondanza risultanti mostrano una classica firma dell'ejecta dinamico ricco di neutroni: il secondo e il terzo picco del processo $r$ sono sovrapprodutti di un ordine di grandezza rispetto ai dati solari del processo $r$, mentre il primo picco è severamente depauperato.
  • Le variazioni nei modelli di abbondanza tra le simulazioni sono più pronunciate tra il secondo e il terzo picco ($140 < A < 190$) e nella regione degli attinidi, correlandosi con le differenze di entropia e tempi di espansione.

• Firme elettromagnetiche:

  • Le curve di luce della kilonova calcolate con POSSIS mostrano che l'evoluzione bolometrica e ottica/vicino-infrarosso dipende dall'angolo di osservazione e dai parametri del binario ($Q, \chi_{BH}$).
  • I modelli sono generalmente coerenti con i dati di AT2017gfo e i limiti superiori per S190814bv, suggerendo che le fusioni BHNS con questi parametri possono produrre transienti osservabili, sebbene possano essere più deboli e duraturi rispetto ai controparti BNS.

Significato
L'articolo rivendica la propria significatività fornendo un collegamento dettagliato, ab-initio, tra i parametri sottostanti del binario (rapporto di massa e spin del BH) e le proprietà osservabili dell'ejecta e della kilonova. Superando le assunzioni idealizzate, gli autori dimostrano che:

1. Alti spin del BH e grandi rapporti di massa alterano significativamente la dinamica della perturbazione mareale, ritardando la formazione del disco e alterando la distribuzione angolare dell'ejecta.
2. Le proprietà geometriche e termodinamiche dell'ejecta sono direttamente legate alla configurazione del binario, influenzando le rese del processo $r$ e le curve di luce della kilonova.
3. La descrizione dettagliata dell'estensione angolare (polare e azimutale) fornita qui offre l'input necessario per raffinare i modelli sintetici di kilonova, che spesso si basano su geometrie fisse.
4. I risultati supportano la fattibilità delle fusioni BHNS come sorgenti di elementi pesanti e segnali multi-messaggero, anche in assenza di una controparte EM confermata a oggi.

Il lavoro conclude che, sebbene l'ejecta dinamico da solo non possa riprodurre completamente il modello di abbondanza solare (mancando del primo picco e dei contributi dell'outflow secolare), esso fornisce una base robusta per comprendere la produzione di elementi pesanti nelle fusioni BHNS più estreme.