Binarias a Baja Metalicidad: Rangos Para la Transferencia de Masa de los Casos A, B y C

La evolución de estrellas individuales a baja metalicidad ha atraído un gran interés, mientras que el efecto de la metalicidad en la evolución binaria sigue siendo relativamente inexplorado. Estudiamos el efecto de la metalicidad en el número de sistemas binarios que se someten a diferentes casos de transferencia de masa. Encontramos que las binarias a baja metalicidad son más propensas a comenzar a transferir masa después del inicio de la quema de helio central, a menudo denominada transferencia de masa de caso C. En otras palabras, la estrella donante en una binaria pobre en metales es más probable que haya formado un núcleo masivo de CO antes del inicio de la transferencia de masa. A metalicidad solar, el rango de separaciones binarias iniciales que resultan en evolución de caso C es muy pequeño para estrellas masivas, porque no se expanden mucho después del encendido de helio y porque la pérdida de masa del sistema por vientos estelares hace que la órbita se ensanche, impidiendo que la estrella primaria llene su lóbulo de Roche. Este efecto probablemente tendrá importantes consecuencias para la dependencia de metalicidad en la tasa de formación de varios objetos a través de canales de evolución binaria, como GRBs largos, estrellas de neutrones dobles y enanas blancas dobles.