Massive stellar cannibals: How stellar mergers drive mass-loss in extremely massive stars

Resumo Técnico: Canibais Estelares Massivos: Como Fusões Estelares Impulsionam a Perda de Massa em Estrelas Extremamente Massivas

Definição do Problema
A formação de estrelas extremamente massivas (EMSs, $10^3 \le M < 10^4 M_\odot$) e estrelas supermassivas (SMSs, $M \ge 10^4 M_\odot$) em ambientes estelares densos e de baixa metalicidade é teorizada para ocorrer via fusões estelares. Esses objetos são candidatos críticos para progenitores de buracos negros de massa intermediária e poluidores químicos no universo primordial. No entanto, uma teoria autossuficiente para sua formação dinâmica requer uma compreensão precisa dos processos de acreção e perda de massa. Embora estudos anteriores tenham investigado a perda de massa induzida por colisão para estrelas de menor massa ($1\text{--}50 M_\odot$) ou fornecido prescrições semianalíticas para EMSs, houve uma carência de estruturas hidrodinâmicas que abordassem especificamente a perda de massa induzida por fusão no regime de $>1000 M_\odot$. O desafio central reside em modelar a complexa interação entre a dissipação de energia orbital, o arrasto hidrodinâmico e a resposta estrutural de uma EMS, que é marginalmente ligada e dominada pela pressão de radiação.

Metodologia
Os autores empregaram uma estrutura hidrodinâmica 1D adaptada do código StellarInspiral1D, integrada como um módulo externo ao código Modules for Experiments in Stellar Astrophysics (MESA).

• Modelos Estelares: Modelos de EMS de $1000$, $3000$e$5000 M_\odot$ foram construídos via altas taxas de acreção de gás frio (seguindo Ramírez-Galeano et al. 2025) a uma metalicidade de $Z=10^{-4}$. Esses modelos foram relaxados usando um solver hidrodinâmico Newtoniano seguido por um solver de Riemann para garantir a estabilidade numérica antes da interação.
• Configuração da Simulação: As simulações modelaram a espiral de companheiras com massas de $10\text{--}70 M_\odot$ (razões de massa $q < 0.1$) para dentro dos envelopes das EMSs. A evolução orbital foi governada por forças de arrasto gravitacional e hidrodinâmico (seguindo Ostriker 1999; Binney & Tremaine 2008), com o trabalho realizado pelo arrasto sendo depositado como energia térmica no envelope da EMS.
• Hidrodinâmica: O estudo utilizou o solver de Riemann implícito do MESA para fluidos não viscosos para resolver descontinuidades de contato e choques sem viscosidade artificial, que poderia, de outra forma, amortecer a energia cinética e suprimir a perda de massa.
• Critérios de Terminação: As simulações foram interrompidas quando a companheira preencheu seu limite de Roche ou excedeu a temperatura de virial da companheira, definindo o "evento de fusão".

Principais Contribuições e Resultados

1. Mecanismo de Perda de Massa: O estudo demonstra que, à medida que uma companheira espirala para dentro de uma EMS, a energia orbital depositada impulsiona pulsações radiais no envelope da EMS. Essas pulsações aceleram a superfície estelar; quando a velocidade da superfície excede a velocidade de escape local, a massa é ejetada.
2. Quantificação da Perda de Massa:
   • A massa total ejetada é estimada em $\sim 10\text{--}30\%$ da massa total do sistema ($M_{EMS} + M_{comp}$), dependendo da massa da companheira.
   • Para uma EMS de $1000 M_\odot$ fundindo-se com uma companheira de $10 M_\odot$, a massa total que escapa é estimada em $\sim 5 M_\odot$.
   • Para uma EMS de $1000 M_\odot$ fundindo-se com uma companheira de $70 M_\odot$, a massa não ligada atinge $\gtrsim 100 M_\odot$, com um limite superior teórico de $\sim 300 M_\odot$ baseado na conservação de energia.
   • As taxas de perda de massa escalam com a massa da companheira: $\sim 10^{-3}\text{--}10^{-1} M_\odot \text{ yr}^{-1}$ para companheiras de baixa massa e $\gtrsim 10^{-1}\text{--}10 M_\odot \text{ yr}^{-1}$ para companheiras de alta massa.
3. Orçamento de Energia: Os resultados indicam que a maior parte da energia orbital depositada pela espiral é utilizada para ejetar massa em vez de ser irradiada. Essa eficiência é atribuída ao fato de a estrutura da EMS ser apenas marginalmente ligada, com um expoente adiabático médio $\gamma \approx 4/3$, tornando-as dinamicamente instáveis a perturbações.
4. Comparação com Modelos Analíticos: Os resultados hidrodinâmicos preveem uma perda de massa maior do que a prescrição semianalítica de Ramírez-Galeano et al. (2025), particularmente para companheiras de baixa massa, onde o modelo analítico previa perda negligenciável. A discrepância surge porque o modelo analítico assume que não há perda de massa se a energia injetada for inferior à energia de ligação local, enquanto as simulações hidrodinâmicas mostram que as pulsações ainda podem impulsionar a ejeção.
5. Resultados Orbitais: Usando uma aproximação de perfil de EMS estática para órbitas excêntricas, os autores classificaram os resultados de interação (fusões vs. dispersões). Eles descobriram que para órbitas inicialmente não ligadas ($e > 1$), uma fusão requer um semilatus rectum $\ell \lesssim 0.1 R_{EMS}$. Para órbitas ligadas, as fusões são garantidas, a menos que intervenções externas ocorram.

Significância e Alegações
O artigo conclui que a perda de massa induzida por fusão é um processo não desprezível para a formação e evolução de estrelas extremamente massivas. As descobertas sugerem que modelos anteriores podem ter subestimado a perda de massa durante a montagem dinâmica de EMSs e SMSs. Ao fornecer uma prescrição derivada de simulações hidrodinâmicas, os autores oferecem um método para estimar a perda de massa e os resultados de interação (fusão vs. dispersão) que pode ser implementado em simulações dinâmicas de maior escala de aglomerados estelares. O estudo enfatiza que a eficiência da ejeção de massa está intrinsecamente ligada à natureza marginalmente ligada dessas estrelas, um fator que deve ser considerado ao prever as massas finais desses objetos e seus potenciais papéis como progenitores de buracos negros de massa intermediária ou poluidores químicos ao longo da história cósmica.