Stellar black hole binaries from two common envelope evolution phases in triple stellar systems

Resumo Técnico: Binárias de Buracos Negros Estelares a partir de Duas Fases de Evolução de Envelope Comum em Sistemas Triplos Estelares

Definição do Problema
Detectores de ondas gravitacionais (LIGO-Virgo-KAGRA) observaram aproximadamente 300 eventos de fusão de binárias de buracos negros (BBH). Uma característica observacional fundamental é a distribuição do parâmetro de spin de inspiração efetivo, $\chi_{\text{eff}}$. Os dados revelam uma distribuição assimétrica: embora a média seja ligeiramente positiva ($\langle \chi_{\text{eff}} \rangle \approx 0,054$), existe uma cauda significativa de sistemas com $\chi_{\text{eff}}$ negativo.
Os canais de formação existentes têm dificuldade em reproduzir essa assimetria isoladamente:

• Evolução de binária isolada tipicamente prevê um $\chi_{\text{eff}}$ estreitamente centrado próximo a zero.
• Montagem puramente dinâmica (ex: em aglomerados globulares ou discos de AGN) prevê uma distribuição simétrica em torno de zero, falhando em explicar a média positiva observada.
• Cenários híbridos existem, mas a origem específica da cauda negativa e da média positiva simultaneamente permanece uma questão em aberto.

Metodologia
Os autores propõem e modelam um canal evolutivo específico dentro do arcabouço do Mecanismo de Explosão de Jatos Oscilantes (JJEM - Jittering-Jets Explosion Mechanism) para supernovas de colapso de núcleo (CCSNe). O cenário envolve um sistema estelar triplo hierárquico passando por duas fases distintas de Evolução de Envelope Comum (CEE).

1. Cenário Evolutivo:

   • Estado Inicial: Um sistema triplo hierárquico consistindo em uma primária massiva ($M_1$), uma secundária massiva ($M_2$) e uma terciária de baixa massa ($M_3 \lesssim 5 M_\odot$).
   • Primeira CEE: À medida que a primária evolui para fora da sequência principal, ela engole a terciária. A terciária espirala para o núcleo da primária, causando a ruptura por maré e o aumento da rotação do núcleo (spin-up). Essa rotação rápida é necessária pelo JJEM para formar o primeiro buraco negro (BH1) via uma CCSN bem-sucedida. O spin de BH1 ($\vec{\chi}_1$) alinha-se com o momento angular orbital interno ($\vec{L}_{\text{orb,in}}$), que está inclinado em relação à órbita externa.
   • Segunda CEE: A estrela secundária evolui para uma Supergigante Vermelha (RSG) e engole o BH1. O BH1 espirala para dentro, aumentando a rotação do núcleo da secundária. A secundária então colapsa para formar o segundo buraco negro (BH2). O spin de BH2 ($\vec{\chi}_2$) alinha-se com o momento angular orbital da binária ($\vec{L}_{\text{orb}}$).
   • Resultado: O sistema BBH final possui uma distribuição de spin onde $\vec{\chi}_2$ é alinhado com a órbita, mas $\vec{\chi}_1$ pode estar altamente desalinhado (ou até anti-alinhado) devido à inclinação inicial entre as órbitas interna e externa. A acreção durante a segunda CEE pode alinhar parcialmente $\vec{\chi}_1$, mas um desalinhamento significativo permanece possível, criando a cauda de $\chi_{\text{eff}}$ negativo.

2. Abordagem Numérica:

   • O estudo utiliza uma abordagem semi-analítica em vez de síntese de população completa para estimar a viabilidade do canal.
   • Probabilidade de Desenho ($P_{\text{draw}}$): Calculada usando distribuições iniciais empiricamente calibradas (Moe & Di Stefano 2017) para estrelas massivas, incluindo massa, período, razão de massa e excentricidade. Restrições são aplicadas para garantir que o sistema atenda aos requisitos evolutivos (ex: $M_1 \geq 25 M_\odot$, intervalos específicos de período orbital).
   • Fração de Sucesso ($\beta$): Definida como a probabilidade condicional de um sistema que satisfaz as condições iniciais da ZAMS evoluir com sucesso através de toda a sequência (duas CEEs, duas CCSNe e uma órbita apertada final) para fundir-se dentro de um tempo de Hubble.
   • Normalização da Taxa: A taxa de fusão calculada é normalizada contra a taxa observada de CCSN local ($R_{\text{CCSN}} \approx 6,9 \times 10^4 \text{ Gpc}^{-3} \text{ ano}^{-1}$) e a taxa observada de fusão de BBH ($R_{\text{BBH}} \approx 17,4 - 31,3 \text{ Gpc}^{-3} \text{ ano}^{-1}$).
   • Verificação de Estabilidade: A estabilidade dinâmica é imposta utilizando o critério de Aarseth & Mardling (2001). Adicionalmente, os autores utilizam o código Multiple Stellar Evolution (MSE) para verificar se a sequência evolutiva proposta é dinamicamente realizável e para refinar as faixas permitidas de período da órbita interna.

Principais Resultados

• Restrições de Parâmetros: O espaço de parâmetros viável requer uma massa primária $M_1 \in [25, 150] M_\odot$, uma massa secundária $M_2 \in [18, M_1] M_\odot$, uma massa terciária $M_3 \in [1,25, 4,5] M_\odot$, um período interno $\log(P_{\text{in}}/\text{dia}) \in [0,7, 1,5]$, e um período externo $\log(P_{\text{out}}/\text{dia}) \in [2,3, 3,5]$.
• Probabilidade de Desenho: Para os parâmetros fiduciais de sistema triplo, a probabilidade de desenhar um sistema com essas propriedades iniciais é $P_{\text{draw}}^{\text{triple}} \approx 1,5 \times 10^{-3}$.
• Fração de Sucesso ($\beta$):
  • Sob restrições fiduciais ($M_1 \geq 25 M_\odot$), a fração de sucesso necessária para corresponder à taxa observada de BBH é $\beta_{\text{triple}} \lesssim 0,67$.
  • Ao relaxar a restrição de massa da primária para o limite teórico de formação de BH ($M_1 \geq 20 M_\odot$), a fração de sucesso necessária cai para $\beta_{\text{triple}} \approx 0,47$.
• Comparação com o Canal de Binária: A fração de sucesso para o canal triplo é significativamente maior do que a de um canal de binária isolada comparável ($\beta_{\text{binary}} \approx 0,023$), embora o canal triplo seja mais raro devido à "penalidade de multiplicidade" (a baixa probabilidade de formar um triplo estável com os parâmetros específicos exigidos).

Significância e Alegações
O artigo alega que este canal evolutivo de estrela tripla é um contribuidor viável e não desprezível para a população de BBHs em fusão.

• Ajuste Qualitativo: O mecanismo explica naturalmente a distribuição assimétrica de $\chi_{\text{eff}}$ observada. O desalinhamento do spin do primeiro buraco negro formado (devido à geometria do sistema triplo) gera a cauda negativa, enquanto o alinhamento do spin do segundo buraco negro formado contribui para a média positiva.
• Viabilidade de Taxa: A fração de sucesso calculada ($\beta < 1$) indica que o canal não é excluído pelas restrições de taxa. Os autores afirmam explicitamente que, embora o canal pudesse teoricamente produzir toda a população de BBH observada (se $\beta$ estivesse próximo da unidade), é mais provável que seja um contribuidor significativo ao lado de outros canais.
• Limitações: Os autores não alegam que este canal domina a população de BBH. Eles observam que o presente trabalho não deriva a distribuição quantitativa de $\chi_{\text{eff}}$, nem determina a fração exata da população que este canal fornece. A alta fração de sucesso necessária ($\sim 0,5-0,7$) sugere que, embora o canal seja plausível, ele pode não ser o único mecanismo de formação.

Em resumo, o estudo propõe uma via de estrela tripla fisicamente motivada que resolve a tensão entre a média positiva e a cauda negativa dos spins de BBH observados, demonstrando que tais sistemas podem se formar em taxas consistentes com as observações atuais de ondas gravitacionais.