Numerical simulations of black hole-neutron star mergers with equal and near-equal mass ratios

Resumo Técnico: Simulações Numéricas de Fusões de Buraco Negro-Estrela de Nêutrons com Razões de Massa Iguais e Quase Iguais

Problema e Motivação
A detecção do evento de ondas gravitacionais GW230529, interpretado como uma fusão de buraco negro-estrela de nêutrons (BHNS) com uma razão de massa $q \approx 1/2.6$, sugere a existência de sistemas BHNS mais simétricos do que o anteriormente antecipado. Embora modelos padrão de evolução estelar prevejam razões de massa $q \lesssim 1/3^{1/2.5}$, canais de formação dinâmica em aglomerados densos ou fusões de segunda geração podem produzir sistemas com $q \sim 1/2$ ou até $q \approx 1$. Esses sistemas simétricos são teoricamente esperados para produzir discos de acreção massivos, potencialmente impulsionando transientes eletromagnéticos brilhantes como kilonovas. No entanto, o espaço de parâmetros para razões de massa iguais e quase iguais é esparsamente povoado por simulações de relatividade numérica (NR). Essa falta de dados limita a precisão dos modelos de formas de onda gravitacionais e das fórmulas de ajuste analítico para propriedades do remanescente, podendo levar à classificação incorreta de eventos reais e à perda de oportunidades de identificar contrapartidas eletromagnéticas.

Metodologia
Os autores realizam doze simulações de NR de fusões BHNS sem spin utilizando o código BAM. As simulações cobrem razões de massa $q \in \{1, 1/2, 1/3\}$ e massas de estrela de nêutrons (NS) $m_{NS} \in \{0.8, 1.2, 1.4, 2.2\} M_\odot$. Duas equações de estado (EOS) são empregadas: a mais suave SLy e a mais rígida DD2. As simulações utilizam representações de politropo em partes para a EOS e evoluem os sistemas por aproximadamente nove órbitas usando a formulação conformal Z4 para o espaço-tempo e a formulação de Valencia para a hidrodinâmica. Os dados iniciais são construídos com o código FUKA, com a excentricidade reduzida para abaixo de $10^{-3}$.

O estudo envolve:

1. Análise de Forma de Onda Gravitacional: Extração de formas de onda em múltiplos raios, realizando extrapolação de segunda ordem e corrigindo o desvio do centro de massa. Estas são comparadas com os modelos de forma de onda IMRPhenomNSBH e SEOBNRv4_ROM_NRTidalv2_NSBH.
2. Verificação de Propriedades do Remanescente: Cálculo das massas de ejecta dinâmica e discos de acreção, bem como da massa e do spin do buraco negro (BH) remanescente a 10 ms pós-fusão. Estes são comparados com fórmulas de ajuste analítico das Refs. [28, 31, 40, 41].
3. Dinâmica do Disco: Análise da morfologia, leis de rotação e oscilações globais de densidade dos discos remanescentes para configurações com massa de disco significativa.
4. Modelagem de Acreção: Categorização dos comportamentos de acreção e identificação da modulação por oscilações do disco.
5. Modelagem de Kilonova: Uso do código de transferência radiativa POSSIS para modelar curvas de luz de kilonovas baseadas em perfis de ejecta dinâmica e um componente de vento esférico adicionado (30% da massa do disco).

Resultos Principais

• Formas de Onda Gravitacionais: Os atuais modelos de forma de onda BHNS (IMRPhenomNSBH e SEOBNRv4) mostram concordância pobre com as formas de onda de NR no regime de razão de massa simétrica. A maioria dos casos exibe defasagem de aproximadamente 1 radiano no momento da fusão. Os modelos frequentemente preveem tempos de fusão mais precoces e estágios de ringdown estendidos em comparação aos dados de NR. Notavelmente, para o caso de NS de massa subsolar ($m_{NS}=0.8 M_\odot$), a deformabilidade tidal excede o espaço de parâmetros válido dos modelos existentes; ao serem extrapolados, os modelos mostram discrepâncias significativas de fase e amplitude.
• Propriedades do Remanescente:
  • Massa de Ejecta e de Disco: Fórmulas de ajuste analítico para a massa de ejecta dinâmica e massa de disco mostram boa concordância com os dados de simulação.
  • Massa do BH Remanescente: As fórmulas analíticas preveem a massa do BH remanescente com excelente precisão (erros geralmente $< 1\%$).
  • Spin do BH Remanescente: As fórmulas de ajuste atualizadas são menos precisas para prever o spin do remanescente, particularmente para sistemas com grande deformabilidade tidal (EOS DD2). Para o caso da NS subsolar, a previsão de spin desvia-se em quase 50%. Os autores sugerem que isso pode ser devido ao sobreajuste (overfitting) em sistemas com menores deformabilidades tidais e razões de massa mais assimétricas.
• Estrutura e Dinâmica do Disco:
  • Morfologia: Discos de massa igual ($q=1$) circularizam quase imediatamente ($\sim 3$ ms pós-fusão), enquanto discos de $q=1/2$ permanecem perturbados por ondas de densidade espirais e matéria de fallback por mais tempo, estabelecendo-se em axisymmetricidade apenas após $\sim 8$ ms.
  • Lei de Rotação: O momento angular específico segue uma lei de potência $j \propto \Omega^{-n}$. O expoente $n$ varia radialmente, transitando de momento angular constante ($n=0$) dentro do ISCO para valores sub-keplerianos na parte externa do disco. Isso contradiz suposições comuns de leis de rotação fixas em simulações axissimétricas de longo prazo.
  • Oscilações: Oscilações de densidade de modo-$g$ globais presas foram identificadas em discos com massa $> 10^{-2} M_\odot$. Suas frequências alinham-se com a frequência epicíclica prógrada máxima do BH remanescente.
  • Acreção: Três tipos de acreção são distinguidos. O Tipo B ($q=1/2$) mostra variabilidade na taxa de acreção diretamente modulada pelas oscilações de modo-$g$ globais. O Tipo A ($q=1/2$) e o Tipo C (mergulho direto/plunge) mostram comportamentos diferentes. As frequências de modo-$g$ para alguns sistemas são compatíveis com oscilações quasi-periódicas (QPOs) de alta frequência observadas em surtos gama.
• Emissão de Kilonova: As kilonovas modeladas são dominadas principalmente pelo ejecta de vento do disco. Sistemas com a EOS mais rígida DD2 produzem kilonovas mais brilhantes do que aqueles com a EOS mais suave SLy, devido a discos mais massivos. Para uma distância de 200 Mpc, a maioria dos sistemas seria detectável pelo Observatório Vera C. Rubin dentro de quatro dias e pelo DECam em dois dias nas bandas $r$ e $i$.

Significância e Alegações
O artigo afirma preencher uma lacuna crítica no espaço de parâmetros de simulações de NR para fusões BHNS simétricas. A principal significância reside em demonstrar que os modelos atuais de forma de onda gravitacional são insuficientemente precisos para razões de massa iguais e quase iguais, potencialmente levando a vieses na estimação de parâmetros para detecções futuras como GW230529. O estudo valida fórmulas de ajuste analítico para massas de remanescentes, mas destaca suas limitações na previsão de spins de remanescentes para sistemas de alta deformabilidade tidal. Além disso, a análise detalhada da dinâmica do disco revela leis de rotação complexas e modulação de acreção impulsionada por oscilações, sugerindo que os modos-$g$ poderiam deixar impressões observáveis nas curvas de luz de surtos de raios gama. Finalmente, a modelagem de kilonova indica que fusões BHNS simétricas são alvos promissores para acompanhamento eletromagnético com levantamentos de campo amplo atuais, oferecendo uma maior probabilidade de detecção em comparação com os sistemas assimétricos que dominaram as observações anteriores.