Forming Double Neutron Stars using Detailed Binary Evolution Models with POSYDON: Comparison to the Galactic Systems

Resumo Técnico: Formação de Estrelas de Nêutrons Duplas utilizando Modelos Detalhados de Evolução Binária com o POSYDON

Problema
Estrelas de nêutrons duplas (DNSs) servem como laboratórios críticos para a compreensão da evolução de binárias massivas, mecanismos de supernova e fontes de ondas gravitacionais. Embora mais de duas dúzias de DNSs tenham sido identificadas na Via Láctea, seus canais de formação permanecem complexos e debatidos. Estudos anteriores de síntese de população basearam-se amplamente em códigos de síntese de população binária (BPS) rápida que utilizam fórmulas de ajuste ou bibliotecas de trilhas de estrelas únicas. Essas abordagens frequentemente carecem do tratamento autossustentável das interações binárias, particularmente durante a fase de envelope comum (CE) e supernovas de colapso de núcleo (SN). Além disso, a população observada de DNSs Galácticas exibe uma bifurcação distinta em períodos orbitais e excentricidades que os modelos padrão têm dificuldade em reproduzir sem ajustes finos. Este artigo aborda a necessidade de restringir os estágios evolutivos detalhados que levam à formação de DNSs usando um arcabouço mais rigoroso e autossustentável.

Metodologia
Os autores utilizam o POSYDON (POpulation SYnthesis with Detailed binary-evolution simulatiONs), um código de síntese de população binária de última geração que integra modelos detalhados de evolução estelar e binária baseados no código 1D MESA. Diferente dos códigos BPS rápidos, o POSYDON emprega grades de evolução estelar pré-computadas e cálculos em tempo real para lidar com física complexa, incluindo frenagem magnética, radiação de ondas gravitacionais, evolução de CE e impulsos (kicks) de supernova.

O estudo simula $2 \times 10^6$ populações binárias através de 25 variações distintas de modelos (resumidas na Tabela 2). As variáveis principais manipuladas incluem:

1. Tratamentos de Envelope Comum (CE): Variações na eficiência de ejeção do CE ($\alpha_{CE}$), na definição do limite núcleo-envelope (frações de massa de Hidrogênio de 1%, 10% e 30%) e no tratamento da perda de massa pós-CE (transferência de massa estável vs. perda por vento vs. fase única).
2. Modelos de Supernova (SN): Diferentes prescrições para resultados de colapso de núcleo (Sukhbold et al. 2016; Patton & Sukhbold 2020; Fryer et al. 2012), distinguindo entre colapso de núcleo de ferro (CCSN) e Supernovas de Captura de Elétrons (ECSN).
3. Prescrições de Impulso Natal (Natal Kick): Comparação da distribuição padrão de Hobbs-Maxwelliana ($\sigma \approx 265$ km/s) contra modelos "baseados em física":
   • AsymEj: Impulsos derivados de mecanismos de ejeção assimétrica (Janka 2017), escalonando com a massa de ejeção.
   • Linear: Impulsos escalonando linearmente com a massa de ejeção (Richards et al. 2023).
   • Low Maxwellian: Um modelo de dispersão reduzida ($\sigma \approx 20$ km/s).

Os modelos assumem metalicidade solar e um histórico de formação estelar constante. As populações sintéticas resultantes são comparadas qualitativamente com a amostra observada de 25 DNSs Galácticas (Tabela 1), focando nas distribuições de período orbital ($P_{orb}$) e excentricidade ($e$), bem como nas taxas de fusão (merger rates).

Principais Contribuições e Resultados

• Bifurcação de Canais de Formação: O estudo identifica uma bifurcação fundamental no canal de formação por CE, determinada pelo estado evolutivo da estrela doadora no início do transbordamento do Lobo de Roche (RLO) com a primeira estrela de nêutrons formada:

  • Canal de Núcleo de He (RLO Caso B): A doadora inicia a transferência de massa enquanto possui um núcleo de hélio. Estes sistemas tipicamente possuem períodos orbitais mais curtos e energias de ligação de envelope mais altas.
  • Canal de Núcleo de C/O (RLO Caso C): A doadora evolui mais adiante para desenvolver um núcleo de carbono-oxigênio antes do RLO. Estas estrelas possuem envelopes menos ligados e resultam em períodos orbitais mais largos.
  • Significância: Esta bifurcação explica naturalmente a divisão observada na população de DNSs Galácticas entre sistemas de período curto, que sofrem fusão (Subpopulação i) e sistemas de período largo, que não sofrem fusão (Subpopulação ii).

• Restrições à Física do Envelope Comum (CE): A formação do canal de núcleo de He (que produz as DNSs que sofrem fusão) é altamente sensível à eficiência do CE. Os modelos revelam que este canal só sobrevive se:

  • Uma definição de núcleo generosa for utilizada (fração de H $\simeq 30\%$), ou
  • Uma alta eficiência de ejeção de CE for adotada ($\alpha_{CE} \gtrsim 1.2$).
    Sem estas condições, os sistemas de núcleo de He fundem-se dentro do CE. O canal de núcleo de C/O é mais robusto e sobrevive mesmo com valores de $\alpha_{CE}$ mais baixos.

• Restrições de Impulso Natal (Natal Kick): A distribuição de impulso padrão de Hobbs-Maxwelliana ($\sigma \approx 265$ km/s) é descartada, pois interrompe a maioria das binárias durante a primeira supernova, resultando em taxas de fusão ordens de magnitude menores do que as observadas. A população de DNSs Galácticas observada é melhor representada por prescrições de impulso de baixa velocidade ($\lesssim 50$ km/s). Os modelos "baseados em física" AsymEj e Linear, que produzem naturalmente impulsos menores para progenitores despidos (stripped), reproduzem com sucesso tanto a distribuição orbital quanto a densidade de taxa de fusão local ($O(10) - O(100)$ Gpc$^{-3}$ yr$^{-1}$).

• Reciclagem de Pulsar e Acreção de Massa: O estudo encontra que a reciclagem de pulsar (aceleração da rotação da primeira NS formada) ocorre predominantemente durante a fase de transferência de massa estável Caso BB com a companheira de estrela de hélio, em vez de durante a fase de CE. Sistemas formados via o canal de núcleo de He passam por uma reciclagem mais eficiente, consistente com os períodos de rotação mais curtos observados na Subpopulação (i).

• Tipos de Supernova e Progenitores:

  • A primeira supernova é predominantemente um colapso de núcleo de ferro (CCSN).
  • A segunda supernova frequentemente envolve um progenitor ultra-despido (ultra-stripped). Aproximadamente 60% dos progenitores de DNSs que sofrem fusão estão preenchendo seus Lobos de Roche no momento da segunda SN.
  • As DNSs que sofrem fusão nascem de progenitores com massas de envelope pré-SN medianas de $\sim 0.2 M_\odot$. Isso sugere que uma fração significativa de DNSs em fusão poderia ser observada como supernovas do Tipo Ib ou Tipo Ic.

• Taxas de Fusão e Fontes de GW: Os modelos preveem que apenas as DNSs formadas através do canal de núcleo de He sofrem fusão dentro de um tempo de Hubble. Consequentemente, eventos de ondas gravitacionais como GW170817 e GW190425 são inferidos como originários deste canal. As taxas de fusão locais previstas para modelos com impulsos baseados em física alinham-se com as restrições de LIGO-Virgo-Kagra e da amostra de DNSs Galácticas.

Significância e Alegações
O artigo alega que modelos evolutivos detalhados são essenciais para resolver a história de formação de DNSs. Ao ir além de fórmulas de ajuste para grades autossustentáveis, os autores demonstram que a diversidade observada de DNSs Galácticas é uma consequência natural do estado evolutivo da estrela doadora no início da fase de CE.

Os autores notam modestamente que suas conclusões baseiam-se em comparações qualitativas devido à ausência atual de um modelo de evolução de pulsar dentro do POSYDON (que levaria em conta efeitos de seleção e desaceleração de rotação/spin-down). Eles também reconhecem que seus resultados são específicos para metalicidade solar. No entanto, o estudo estabelece que:

1. Uma bifurcação nos canais de formação (núcleo de He vs. núcleo de C/O) é uma característica robusta da evolução binária que explica a divisão do período orbital observada.
2. Uma ejeção de CE eficiente (via definições de núcleo generosas ou alto $\alpha_{CE}$) é necessária para formar a população de fusão.
3. Impulsos natais baixos são uma condição necessária para a sobrevivência de binárias de DNS, apoiando mudanças teóricas recentes afastando-se de distribuições de impulso de alta velocidade.
4. A transferência de massa instável Caso BB não produz DNSs em fusão nestes modelos detalhados, desafiando hipóteses anteriores sobre a formação de sistemas de fusão ultra-rápidos.

O trabalho fornece uma base para futuras análises Bayesianas quantitativas uma vez que modelos de evolução de pulsar sejam integrados ao arcabouço do POSYDON.