Black hole-neutron star binaries with high spins and large mass asymmetries: III. Properties of the ejected material and its electromagnetic signatures

Resumo Técnico: Binários de buraco negro–estrela de nêutrons com altos spins e grandes assimetrias de massa: III. Propriedades do material ejetado e suas assinaturas eletromagnéticas

Problema e Contexto
Binários de buraco negro–estrela de nêutrons (BHNS) são candidatos primordiais para a astronomia multi-mensageira, oferecendo sinais tanto em canais de ondas gravitacionais (GW) quanto eletromagnéticos (EM). Embora o evento GW170817 tenha fornecido restrições sem precedentes para fusões de estrelas de nêutrons binárias (BNS), contrapartidas EM seguras para fusões BHNS permanecem não confirmadas, apesar de várias detecções de GW (ex: GW200105, GW200115). Compreender as propriedades do ejecta dinâmico em sistemas BHNS é crucial para restringir a equação de estado (EOS) da matéria nuclear densa, verificar mecanismos de lançamento de jatos relativísticos e avaliar a contribuição das fusões BHNS para a abundância cósmica de elementos pesados via processo $r$.

A literatura existente frequentemente se baseia em distribuições de ejecta idealizadas derivadas de modelos analíticos ou resultados numéricos simplificados. Este artigo, o terceiro de uma série, aborda isso adotando uma abordagem ab-initio. Ele investiga as propriedades geométricas, termodinâmicas e cinemáticas do ejecta puramente dinâmico de simulações magnetohidrodinâmicas de relatividade geral (GRMHD) de sistemas BHNS caracterizados por altos spins de buracos negros (BH) e grandes razões de massa ($Q = M_{BH}/M_{NS}$).

Metodologia
O estudo utiliza um espaço de parâmetros abrangente cobrindo seis configurações BHNS:

1. Razão de massa fixa $Q=4$ com spins de BH variando $\chi_{BH} \in \{0.4, 0.6, 0.8\}$.
2. Spin de BH fixo $\chi_{BH}=0.8$ com razões de massa variando $Q \in \{4, 5, 6, 7\}$.

As simulações empregam a EOS DD2 para a estrela de nêutrons (NS) com uma massa bariônica de $1.53 M_\odot$. A infraestrutura numérica inclui o EinsteinToolkit com o código Antelope para evolução da métrica (usando formulações CCZ4 ou Z4c) e o código Frankfurt-IllinoisGRMHD (FIL) para o fluido magnetizado. Os dados iniciais são gerados usando o solver FUKA.

A análise procede em três estágios principais:

1. Caracterização do Ejecta Dinâmico: Os autores analisam a transferência de energia e momento angular para a matéria perturbada, examinando especificamente a distribuição no espaço de fase de energia específica ($\tilde{E}$) e momento angular específico normalizado ($\tilde{J}$). Eles definem o ejecta dinâmico usando critérios de não-ligação geodésica ($u_t < -1$) e de Bernoulli ($h u_t < -1$).
2. Nucleossíntese: Partículas traçadoras artificiais são extraídas dos dados da simulação em um raio de detector de $400 M_\odot$. Esses traçadores, ponderados pela massa, servem como entradas para a rede de reações nucleares SkyNet para computar as abundâncias elementares resultantes do processo $r$. A rede roda por $\sim 32$ anos para capturar a evolução de núcleos pesados.
3. Assinaturas Eletromagnéticas: As propriedades resultantes do ejecta (massa, velocidade, entropia, geometria) são alimentadas no código de transferência radiativa POSSIS para gerar curvas de luz de kilonova (KN). Elas são comparadas contra os dados de AT2017gfo e limites superiores de S190814bv.

Principais Contribuições e Resultados

• Mecanismo de Ejeção de Massa: O estudo detalha o mecanismo de ejeção de massa dinâmica para binários de alta razão de massa e alto spin. Diferente de casos de menor razão de massa, binários de alto $Q$ com altos spins exibem uma formação atrasada de um disco de acreção. A cauda de maré realiza mais rotações ao redor do BH antes que a disrupção seja completa, facilitando a transferência de momento angular e atrasando o acúmulo de material ligado. No caso $Q=7, \chi_{BH}=0.8$, o ISCO é empurrado para fora, e a matéria mais próxima de $\approx 120$ km é esgotada dentro de 5 ms pós-fusão.

• Propriedades Globais do Ejecta:

  • Massa: Casos de disrupção de maré forte (STD) (ex: $Q=4, \chi_{BH}=0.8$) ejetam massa substancial ($\sim 0.04 - 0.06 M_\odot$), que diminui conforme a razão de massa aumenta. As configurações $Q=4, \chi_{BH}=0.8$ e $Q=5, \chi_{BH}=0.8$ representam um platô de massa máxima de ejecta para o spin dado.
  • Termodinâmica: Disrupções de maré mais fortes levam a uma maior entropia média devido a colisões mais frequentes na cauda de maré. Valores de entropia podem exceder $50 k_B$/barião nas caudas da distribuição.
  • Cinemática: O aumento da assimetria de massa geralmente aumenta a velocidade média do ejecta. A energia cinética é amplificada pelo momento angular do sistema. A velocidade média $\langle v \rangle$ varia de $\sim 0.18c$ a $0.29c$, com uma tendência clara de aumento de velocidade com $Q$ mais elevado.
  • Composição: A fração de elétrons ($Y_e$) permanece baixa ($\approx 0.04 - 0.06$) em todas as simulações, consistente com a ausência de efeitos de radiação de neutrinos nas simulações. Este baixo $Y_e$ impulsiona a produção de elementos pesados.

• Distribuição Espacial e Angular:

  • O ejecta exibe anisotropia significativa. Disrupções de maré fortes resultam em ejecta mais colimados com um ângulo de abertura polar de $\sim 5^\circ$, enquanto disrupções fracas são mais amplas ($\sim 10^\circ$).
  • A extensão azimutal varia: disrupções fortes cobrem $\sim 120^\circ$, enquanto disrupções fracas e casos de alto $Q$ podem se aproximar de $360^\circ$ devido ao envolvimento da cauda de maré.
  • A região de confinamento de 90% do ejecta abrange entre 4% e 8% do céu, dependendo da força da disrupção.

• Rendimento de Nucleossíntese:

  • Os rendimentos do processo $r$ são dominados por material muito rico em nêutrons ($Y_e \approx 0.05$).
  • Os padrões de abundância resultantes mostram uma assinatura clássica de ejecta dinâmico rico em nêutrons: o segundo e o terceiro picos do processo $r$ são sobreproduzidos em uma ordem de magnitude em comparação com os dados solares do processo $r$, enquanto o primeiro pico é severamente depletado.
  • Variações nos padrões de abundância entre as simulações são mais pronunciadas entre o segundo e o terceiro picos ($140 < A < 190$) e na região dos actinídeos, correlacionando-se com diferenças de entropia e escalas de tempo de expansão.

• Assinaturas Eletromagnéticas:

  • Curvas de luz de kilonova computadas com POSSIS mostram que a evolução bolométrica e óptica/infravermelho próximo depende do ângulo de visão e dos parâmetros da binária ($Q, \chi_{BH}$).
  • Os modelos são geralmente consistentes com os dados de AT2017gfo e os limites superiores para S190814bv, sugerindo que fusões BHNS com esses parâmetros podem produzir transientes observáveis, embora possam ser mais tênues e duradouros que seus equivalentes BNS.

Significância
O artigo reivindica significância ao fornecer uma ligação detalhada, ab-initio, entre os parâmetros subjacentes da binária (razão de massa e spin do BH) e as propriedades observáveis do ejecta e da kilonova. Ao ir além de suposições idealizadas, os autores demonstram que:

1. Altos spins de BH e grandes razões de massa alteram significativamente a dinâmica da disrupção de maré, atrasando a formação do disco e alterando a distribuição angular do ejecta.
2. As propriedades geométricas e termodinâmicas do ejecta estão diretamente ligadas à configuração da binária, influenciando os rendimentos do processo $r$ e as curvas de luz de kilonova.
3. A descrição detalhada da extensão angular (polar e azimutal) fornecida aqui oferece o input necessário para refinar modelos sintéticos de kilonova, que frequentemente dependem de geometrias fixas.
4. As descobertas apoiam a viabilidade de fusões BHNS como fontes de elementos pesados e sinais multi-mensageiros, mesmo na ausência de uma contrapartida EM confirmada até o momento.

O trabalho conclui que, embora o ejecta dinâmico sozinho não possa reproduzir totalmente o padrão de abundância solar (faltando o primeiro pico e contribuições de outflow secular), ele fornece uma base robusta para entender a produção de elementos pesados nas fusões BHNS mais extremas.