Mass distribution of neutron stars in binary systems

Resumo Técnico: Distribuição de Massas de Estrelas de Nêutrons em Sistemas Binários

Enunciação do Problema
Observações indicam que a distribuição de massas das estrelas de nêutrons (ENs) conhecidas em sistemas binários exibe um padrão bimodal, com picos em torno de 1,4 M$_\odot$ e $\sim$1,8 M$_\odot$. Enquanto o pico de 1,4 M$_\odot$ é frequentemente atribuído a supernovas de colapso do núcleo padrão ou à evolução de envelope comum, a origem do pico de $\sim$1,8 M$_\odot$ permanece debatida. Modelos teóricos anteriores que tentaram explicar o crescimento de massa das ENs via acreção frequentemente foram limitados pelo limite de Eddington ou não contabilizaram plenamente os regimes de acreção super-Eddington. Além disso, incertezas quanto à eficiência da transferência de massa, ao efeito propulsor e à evolução do campo magnético dificultaram previsões precisas da distribuição de massa final das ENs acretores. Este estudo visa investigar se um modelo de acreção super-Eddington pode reproduzir com sucesso a distribuição de massa bimodal observada de ENs em sistemas binários.

Metodologia
Os autores empregaram uma abordagem híbrida de síntese populacional combinando dois códigos distintos:

1. Evolução de Estrelas Binárias (BSE): Utilizado para simular a formação e a evolução inicial de $10^7$ sistemas binários primordiais. Este código gerou uma população de binárias de ENs com companheiras de sequência principal, incorporando funções de massa inicial, razões de massa, excentricidades e velocidades de natal kick. Os sistemas foram filtrados para identificar aqueles capazes de transferência de massa estável, excluindo aqueles propensos à evolução de envelope comum instável ou taxas de transferência de massa extremas ($>10^4 \dot{M}_{Edd}$).
2. Módulos para Experimentos em Astrofísica Estelar (MESA): Binárias de ENs selecionadas da saída do BSE foram submetidas a cálculos evolutivos detalhados usando o MESA (versão r24.08.1). Esta etapa focou no processo de acreção sob condições estáveis de transbordamento do lóbulo de Roche.

Principais Modelos Físicos e Suposições:

• Acreção Super-Eddington: Diferentemente de modelos anteriores limitados pelo limite de Eddington, este estudo incorpora a física da acreção super-Eddington conforme descrita por Lipunov (1987). O modelo distingue entre regimes sub-críticos e super-críticos com base na relação entre o raio de Alfvén ($R_a$) e o raio de esferização ($R_s$).
• Eficiência de Acreção: A fração de massa transferida acrecida pela EN ($f_{mt,a}$) é determinada pelo estado de acreção. No regime super-crítico, o material excedente é ejetado pela pressão de radiação próxima à EN, carregando consigo momento angular orbital específico. Uma eficiência de acreção de 0,5 é assumida para a massa retida.
• Evolução do Campo Magnético: O campo magnético da EN decai como função da massa acrecida ($\Delta M$) seguindo uma lei exponencial, reduzindo-se de um valor inicial de $5 \times 10^{12}$ G para um mínimo de $5 \times 10^8$ G.
• Evolução do Spin: O modelo rastreia o período de spin da EN através de três fases: Rádio (sem acreção), Propulsor (ejeção de matéria) e Acreção (aceleração do spin). A transição entre essas fases depende das posições relativas do cilindro de luz, do raio de corotação e do raio magnetosférico.
• Perda de Momento Angular: A simulação contabiliza a radiação de ondas gravitacionais, o freio magnético e a perda de momento angular devido à massa ejetada e à formação de disco circumbinário.

Principais Resultados

1. Mecanismo de Crescimento de Massa: O estudo demonstra que o crescimento de massa das ENs depende fortemente do período orbital binário e da massa da estrela doadora. No modelo super-Eddington, as ENs podem permanecer em um estado de equilíbrio de acreção por períodos prolongados, permitindo acúmulo significativo de massa (até $\sim$1,0 M$_\odot$ de crescimento a partir de uma massa de nascimento de 1,4 M$_\odot$). Isso contrasta com o modelo de Li et al. (2021) (limitado por Eddington), onde as ENs frequentemente entram em uma fase de propulsor prolongada que limita o crescimento de massa.
2. Reprodução da Bimodalidade: Os resultados da síntese populacional reproduzem com sucesso a distribuição bimodal observada:
   • O Pico de $\sim$1,8 M$_\odot$: Este pico surge principalmente de binárias de ENs com massas de doadora $M_d < \sim$1,6 M$_\odot$ e períodos orbitais $P_{orb} < 20$ dias. Nestes sistemas, a taxa de transferência de massa permite acreção sub-Eddington eficiente e quase em equilíbrio ao longo de longas escalas de tempo.
   • O Pico de 1,4 M$_\odot$: Este pico é atribuído a sistemas de ENs que passam por evolução de envelope comum (envolvendo frequentemente doadoras mais massivas ou configurações orbitais específicas), onde o crescimento de massa é mínimo.
   • Cauda de Alta Massa: Sistemas com doadoras de massa intermediária ($1,6 \le M_d \le 3,0$ M$_\odot$) e períodos orbitais curtos podem acrecer material suficiente para exceder 2,1 M$_\odot$.
3. Distribuição do Período de Spin: O modelo prevê períodos de spin de ENs concentrados entre 1 ms e 15 ms para binárias de raios X de baixa massa (LMXBs). Os resultados são ligeiramente maiores do que alguns dados observacionais, o que os autores atribuem à suposição de um campo magnético mínimo de $5 \times 10^8$ G, impedindo que o disco de acreção se estenda muito próximo à superfície da EN.

Significância e Alegações
O artigo afirma que a inclusão da física da acreção super-Eddington é crucial para explicar o pico de alta massa na distribuição de massas das ENs. Ao permitir que as ENs acreçam eficientemente mesmo quando as taxas de transferência de massa excedem o limite de Eddington, o modelo resolve a discrepância entre previsões teóricas de baixo crescimento de massa e a população observada de ENs massivas. Os autores afirmam que seu modelo fornece uma explicação física coerente para a distribuição bimodal sem exigir canais de formação exóticos para o pico de alta massa, atribuindo-o, em vez disso, à evolução binária padrão com acreção super-Eddington.

Limitações e Incertezas
Os autores reconhecem várias incertezas em seu modelo:

• Eficiência de Acreção: A eficiência assumida de 0,5 e o tratamento da perda de massa próxima à EN são simplificados.
• Decaimento do Campo Magnético: A taxa de decaimento e a intensidade de campo mínima são parâmetros que influenciam significativamente a evolução do spin e a eficiência de acreção.
• Equação de Estado (EoS): O momento de inércia é fixado em $10^{45}$ g cm$^2$, que está próximo do limite inferior. Variações na EoS da EN poderiam alterar o momento de inércia, afetando as escalas de tempo de aceleração do spin e a transição para o regime de propulsor.
• Canais Excluídos: O estudo não quantifica a contribuição de ENs formadas via colapso induzido por acreção (AIC) ou aquelas nascidas com distribuições de massa bimodais, focando, em vez disso, em ENs formadas via colapso do núcleo padrão e subsequente evolução binária.