Explosions from Rotating Very Massive Star Collapses to Black Holes: Effects of Nuclear Burning

Resumo Técnico: Explosões de Colapsos de Estrelas Muito Massivas Rotativas em Buracos Negros: Efeitos da Queima Nuclear

Definição do Problema
O colapso de estrelas muito massivas (VMS, $M \gtrsim 130 M_\odot$) e estrelas supermassivas (SMS, $M \gtrsim 10^4 M_\odot$) é um mecanismo crítico para a formação de sementes de buracos negros e potencialmente para o acionamento de transientes luminosos. Estudos anteriores exploraram esses colapsos, focando frequentemente na instabilidade de relatividade geral (GR) em SMS de alta massa ou na instabilidade de par em VMS de menor massa. No entanto, a interação entre rotação, queima nuclear e resfriamento por neutrinos no colapso de núcleos rotativos na faixa de massa de $2 \times 10^3 - 5 \times 10^4 M_\odot$ permanece subexplorada. Nesta faixa de massa, a matéria em colapso atinge densidades e temperaturas mais elevadas do que em SMS mais massivas, tornando os processos microfísicos — especificamente as reações nucleares da cadeia alfa e o resfriamento por neutrinos — mais eficientes e potencialmente significativos para a dinâmica, o mecanismo de explosão e os rendimentos nucleossintéticos.

Metodologia
Os autores utilizam simulações de relatividade numérica para modelar o colapso do núcleo estelar rotativo. O estudo utiliza as mesmas equações de Einstein e solvers de hidrodinâmica de radiação que em Fujibayashi et al. (2025), com melhorias específicas para abordar a microfísica:

1. Queima Nuclear: Uma rede de reações nucleares de cadeia alfa aproximada, consistindo em 13 espécies (de $^4$He a $^{56}$Ni), é evoluída usando divisão de operadores (operator splitting). As taxas de reação são derivadas de JINA REACLIB v2.2. Para temperaturas $T > 10^{10}$ K, assume-se que o sistema está em Equilíbrio Estatístico Nuclear (NSE).
2. Resfriamento por Neutrinos: As simulações incluem o resfriamento por neutrinos via aniquilação par elétron-pósitron, Bremsstrahlung e decaimento de plásmons, utilizando fórmulas de ajuste de Itoh et al. (1996). Interações fracas de corrente carregada (captura de elétrons/pósitrons) são excluídas, e o aprisionamento de neutrinos é modelado pela supressão artificial do resfriamento acima de densidades críticas ($\rho_{crit} = 10^{10}$ e $10^8$ g cm$^{-3}$) para avaliar seu impacto.
3. Condições Iniciais: Configurações de equilíbrio rotativo são construídas para serem marginalmente estáveis contra instabilidade de par (para $M_0 \lesssim 10^4 M_\odot$) ou instabilidade de GR (para $M_0 \gtrsim 10^4 M_\odot$). O levantamento cobre massas de núcleo iniciais $M_0 = 2 \times 10^3 - 5 \times 10^4 M_\odot$ com variados parâmetros de rotação ($T_{rot}/|W| \approx 0.004$ e $0.009$).
4. Evolução Viscosa: Para modelos selecionados, a evolução viscosa pós-colapso do disco de acreção é simulada usando uma prescrição de viscosidade-$\alpha$ ($\alpha_{vis} = 0.03, 0.10$) após a saturação do ejetos do rebote do disco (disk-bounce ejecta).

Principais Resultados

• Dinâmica do Colapso: O perfil de colapso depende sistematicamente da massa do núcleo. Modelos de alta massa ($M_0 \gtrsim 10^4 M_\odot$), desencadeados pela instabilidade de GR, sofrem um colapso quase homólogo. Em contraste, modelos de menor massa ($M_0 \lesssim 10^4 M_\odot$), desencadeados pela instabilidade de par, exibem um colapso do tipo "runaway" (descontrolado) na região central. Isso é impulsionado pelo resfriamento por neutrinos mais eficiente nas densidades e temperaturas mais altas dos núcleos de menor massa, o que reduz a pressão e acelera a queda livre central.
• Formação de Buraco Negro e Disco: O colapso do tipo runaway faz com que os modelos de menor massa formem buracos negros que contêm inicialmente uma fração menor da massa total do núcleo ($\sim 5\%$ para $2E3-09$ vs. $\sim 20\%$ para $5E4-09$). Consequentemente, uma quantidade maior de matéria permanece fora do buraco negro, levando à formação de discos mais massivos. A menor compacidade dos núcleos instáveis por par permite um maior momento angular adimensional, favorecendo a formação de buracos negros de rotação rápida ($\chi_{BH} \approx 0.87$ para $2E3-09$) e discos massivos.
• Mecanismo de Explosão: A formação do disco massivo desencadeia um violento rebote do disco, lançando um choque forte que causa uma explosão do núcleo estelar.
  • Propriedades dos Ejetos: As massas dos ejetos do rebote do disco variam de $\sim 10$ a $10^3 M_\odot$ com energias cinéticas de $10^{53} - 10^{55}$ erg. A velocidade média dos ejetos diminui para núcleos de menor massa porque uma fração maior da massa estelar permanece fora do buraco negro no momento da formação do disco, dissipando mais energia cinética através da interação com a matéria em queda.
  • Caso Excepcional: O modelo $2E3-09$ ($2 \times 10^3 M_\odot$) mostra um comportamento excepcional, produzindo uma massa de ejetos significativamente maior ($\sim 100 M_\odot$) e energia cinética maior do que a tendência sugere. Isso é atribuído à formação precoce de um disco compacto ao redor de um buraco negro de rotação rápida, gerando um choque mais forte. No entanto, os autores observam que este resultado é sensível à resolução numérica e requer verificação de maior resolução.
• Nucleossíntese:
  • Ejetos do Rebote do Disco: A produção significativa de $^{56}$Ni nos ejetos imediatos do rebote do disco ocorre apenas nos modelos de menor massa ($M_0 \lesssim 10^4 M_\odot$), onde as temperaturas são suficientemente altas.
  • Ejetos Viscosos: A viscosidade impulsiona a ejeção adicional de massa do disco, aumentando tanto a massa total dos ejetos quanto a energia cinética. Nos modelos com $M_0 \lesssim 10^4 M_\odot$, o disco atinge temperaturas $> 5$ GK, aproximando-se do NSE. Consequentemente, os ejetos impulsionados pela viscosidade tornam-se ricos em $^{56}$Ni e outros elementos do grupo do ferro, aumentando substancialmente a massa sintetizada total em comparação com os ejetos imediatos sozinhos.
• Dependência de Resolução: Os autores destacam que os modelos de menor massa formam buracos negros menores e de rotação mais rápida, que são desafiadores de resolver. Efeitos de resolução finita podem aumentar espúriamente a massa do buraco negro e diminuir seu spin na evolução de tempo tardio. Embora as tendências gerais (ex: viscosidade aumentando os ejetos) sejam robustas, os valores quantitativos para os modelos de menor massa e rotação rápida (como o $2E3-09$) são tentativas.

Significância e Alegações
O artigo afirma que os colapsos de estrelas muito massivas rotativas podem produzir ejetos massivos e energéticos ($10$–$10^3 M_\odot$, $10^{53}$–$10^{55}$ erg) capazes de alimentar transientes luminosos. O estudo enfatiza que os processos microfísicos (queima nuclear e resfriamento por neutrinos) são essenciais para modelar com precisão a dinâmica do colapso e as propriedades dos ejetos resultantes na faixa de massa de $10^3$–$10^4 M_\odot$.

Em relação às assinaturas observacionais, os autores sugerem que esses transientes são alvos promissores para levantamentos profundos no infravermelho próximo (ex: JWST, Euclid, Roman). Eles argumentam que, se a progenitora retiver um envelope rico em hidrogênio, a emissão pode se manifestar como uma fase de platô de longa duração alimentada pelo resfriamento de choque e recombinação, em vez de decaimento radioativo, a menos que uma quantidade excepcionalmente grande de $^{56}$Ni seja sintetizada.

Os autores qualificam modestamente suas previsões nucleossintéticas. Como as interações fracas de corrente carregada (que alteram a fração eletrônica $Y_e$) não foram incluídas, as massas de $^{56}$Ni calculadas devem ser interpretadas como representativas de núcleos do grupo do ferro produzidos sob condições quase simétricas ($Y_e \approx 0.5$). Eles observam que, se as interações fracas operarem eficientemente, os ejetos poderiam ser ricos em nêutrons ou prótons, potencialmente alterando os rendimentos isotópicos específicos. Além disso, reconhecem que a ejeção de massa excepcional no modelo $2E3-09$ é tentativa e requer futuras simulações de alta resolução para confirmação.