Neutrino Flavor Conversion Shapes the Rate of Failed Core-collapse Supernovae

Declaração do Problema
As taxas relativas de formação de estrelas de nêutrons (EN) e buracos negros (BN) a partir do colapso de estrelas massivas permanecem altamente incertas. Embora historicamente se tenha assumido que os buracos negros se formam apenas a partir de progenitores que excedem $40 M_\odot$, simulações esfericamente simétricas recentes sugerem uma relação não monótona entre a massa do progenitor e a explodibilidade de supernovas de colapso do núcleo (CCSN), com falhas ocorrendo tão baixas quanto $13 M_\odot$. Essa incerteza impacta as previsões das distribuições de massa de remanescentes compactos, da nucleossíntese e do feedback estelar. Além disso, existem tensões observacionais: o "problema da supergigante vermelha" (uma falta de progenitores identificados na faixa de $16\text{--}30 M_\odot$ para supernovas do tipo IIP) e o "problema da taxa de supernovas" (taxas observadas de CCSN ficando abaixo daquelas inferidas a partir das taxas de formação estelar cósmica). Adicionalmente, a distribuição observada de massa de estrelas de nêutrons atinge um pico em $1.2\text{--}1.4 M_\odot$, com uma escassez de buracos negros abaixo de $5 M_\odot$, desafiando os modelos teóricos atuais.

Uma lacuna crítica na modelagem existente de CCSN é o tratamento da conversão de sabor de neutrinos (FC). Embora os neutrinos impulsionem o mecanismo de explosão ao depositar energia atrás da onda de choque estagnada, simulações hidrodinâmicas multidimensionais padrão frequentemente negligenciam a FC, assumindo que seus efeitos atrás da onda de choque são negligenciáveis. No entanto, insights recentes sobre auto-interações de neutrinos sugerem que a FC pode ocorrer próximo à estrela de nêutrons proto (PNS), potencialmente alterando a eficiência de deposição de energia.

Metodologia
Os autores realizam simulações hidrodinâmicas 1D+ de colapso estelar para 195 progenitores com massas de sequência principal de idade zero (ZAMS) variando de $9 M_\odot$ a $120 M_\odot$ (metalicidade solar), baseados no conjunto de progenitores da Ref. [12]. As simulações utilizam o código de código aberto e esfericamente simétrico GR1D, que acopla hidrodinâmica relativística geral com transporte de neutrinos dependente de energia.

• Configuração Física: O código emprega uma grade radial que resolve os 20 km mais internos, utiliza a equação de estado SFHo e incorpora o modelo de Turbulência em Supernova em Redução de Dimensionalidade (STIR) para aproximar efeitos de turbulência multidimensional. O transporte de neutrinos é tratado por meio de um formalismo de momento dependente de energia (fechamento M1) para três espécies ($\nu_e, \bar{\nu}_e, \nu_x$) em 18 faixas de energia.
• Tratamento da Conversão de Sabor: O estudo emprega uma abordagem esquemática e paramétrica para a FC (baseada nas Refs. [54, 65]). Em vez de resolver dinamicamente as equações cinéticas quânticas, o modelo impõe equipartição instantânea de sabor pouco após o ricochete ($t=0.02$ s) em regiões onde a densidade da matéria cai abaixo de um limiar crítico $\rho_c$. Este esquema conserva o número de léptons eletrônicos e o número/momento de (anti)neutrinos para cada faixa de energia, enquanto redistribui os espectros de sabor.
• Cenários: Os autores simulam cinco cenários: um sem FC ("Sem FC") e quatro com FC acionada abaixo de densidades bariônicas críticas $\rho_c = 10^9, 10^{10}, 10^{11},$ e $10^{13} \text{ g/cm}^3$.
• Critérios: Uma explosão bem-sucedida é definida pelo raio da onda de choque excedendo 1000 km; caso contrário, o evento é classificado como uma supernova falhada (levando à formação de buraco negro). A explodibilidade é analisada usando o parâmetro de compacidade do progenitor $\xi_{2.5}$.

Principais Resultados

1. Aumento da Taxa de Falha: A inclusão da FC aumenta sistematicamente a fração de explosões falhadas. Sem FC, 25,6% dos modelos falham em explodir (27,0% quando ponderados pela Função de Massa Inicial de Salpeter). Quando a FC é incluída, essa fração aumenta significativamente, atingindo 88,3% para $\rho_c = 10^{13} \text{ g/cm}^3$ (88,3% ponderados pela FMI).
2. Sensibilidade à Faixa de Massa: O efeito é mais pronunciado na faixa de massa de $16\text{--}30 M_\odot$. Nessa região, muitos progenitores que explodiriam com sucesso sem FC são convertidos em falhas quando a FC é considerada.
3. Dependência da Densidade Crítica: A fração de explosões falhadas aumenta à medida que a densidade crítica $\rho_c$ aumenta (ou seja, à medida que a FC é acionada mais profundamente dentro da PNS). Isso reflete uma redistribuição mais eficiente de energia dos neutrinos de sabor eletrônico para neutrinos de lépton pesado, reduzindo a eficiência do aquecimento por corrente carregada atrás da onda de choque.
4. Massas de Remanescentes Compactos:
   • Explosões Bem-Sucedidas: A FC leva a um revival mais precoce e energético da onda de choque, resultando em acreção de matéria menos eficiente sobre a PNS. Consequentemente, as estrelas de nêutrons resultantes têm massas bariônicas sistematicamente mais baixas ($1.2\text{--}1.9 M_\odot$), trazendo a distribuição teórica de massa para um melhor acordo com o pico observado em $1.2\text{--}1.4 M_\odot$.
   • Explosões Falhadas: Em casos onde o revival da onda de choque é suprimido, a acreção continua por mais tempo, levando a remanescentes ligeiramente mais massivos em comparação com o caso sem FC, embora a mudança seja menos proeminente do que nas explosões bem-sucedidas.

Significado e Alegações
O artigo afirma que a conversão de sabor de neutrinos é um ingrediente fundamental na previsão das populações de estrelas de nêutrons e buracos negros. Ao remodelar o panorama da explodibilidade, particularmente na faixa de $16\text{--}30 M_\odot$, a FC oferece um mecanismo natural para:

• Aliviar o problema da supergigante vermelha explicando a ausência de explosões visíveis de progenitores nessa faixa de massa (via explosões falhadas).
• Abordar o problema da taxa de supernovas aumentando a fração teórica de explosões falhadas, reduzindo assim a taxa observável prevista de CCSN para coincidir com as observações.
• Conciliar as expectativas teóricas com a cauda de baixa massa da distribuição observada de massa de estrelas de nêutrons produzindo remanescentes mais leves em explosões bem-sucedidas.

Os autores enfatizam que, embora essas descobertas sejam robustas em relação à sua população de progenitores de referência, a fração quantitativa de colapsos falhados é sensível aos detalhes da simulação e ao tratamento esquemático da FC. Eles concluem que modelos dinâmicos e multidimensionais de subgrade de FC são necessários para previsões precisas, mas as evidências atuais sugerem que a FC não pode ser negligenciada na modelagem das taxas de nascimento e distribuições de massa de remanescentes compactos.