Delayed radio emission in tidal disruption events from collisions of outflows driven by disk instabilities

Resumen Técnico: Emisión de Radio Retrasada en Eventos de Disrupción de Marea derivados de Colisiones de Flujos Dirigidos por Inestabilidades de Disco

Planteamiento del Problema
Se ha observado cada vez más la emisión de radio retrasada en Eventos de Disrupción de Marea (TDE, por sus siglas en inglés), la cual suele aparecer cientos a miles de días después del pico óptico. Mientras que la emisión de radio temprana se atribuye típicamente a la interacción de flujos no relativistas con el medio circumnuclear (CNM) poco después de la disrupción, el mecanismo que impulsa estos flujos suavemente relativistas retrasados sigue siendo incierto. Las hipótesis previas incluyen chorros fuera de eje (off-axis jets), colisiones de corrientes (stream-stream collisions) o interacciones con nubes de CNM inhomogéneas. Sin embargo, el origen específico de los flujos lanzados $\sim100$–$1000$ días después de la disrupción, particularmente aquellos que exhiben múltiples destellos (flares) o picos distintos en tiempos tardíos, requiere una mayor investigación teórica. Este trabajo postula que estos flujos pueden ser el resultado de inestabilidades o transiciones de estado en el disco de acreción formado por el TDE, lo que conduce a eyecciones de masa ("flares") que colisionan entre sí o con el medio circundante.

Metodología
Los autores modelan la evolución hidrodinámica y la subsiguiente emisión de radio sincrotrón resultante de la colisión de flujos de masa. El estudio considera dos escenarios de colisión primarios:

1. Flare+Flare: La colisión de dos destellos sucesivos eyectados desde el disco de acreción con un intervalo de tiempo $\Delta t$.
2. Flare+CNM: La colisión de un solo destello con el medio circumnuclear (CNM) circundante.

Las propiedades de los flujos están motivadas por el escenario de inestabilidad de disco descrito en A. L. Piro & B. Mockler (2025), donde las inestabilidades térmicas en un disco de alto estado de acreción impulsan las eyecciones de masa. Los destellos se modelan con un perfil de densidad $\rho_{fl} \propto r^{-2s-3}$ (donde $s=0.5$) y un rango de velocidad $v_{min} < v < v_{max}$ (específicamente de $0.04c$ a $0.4c$). Los autores exploran masas de destello ($M_{fl}$) de $0.01$y$0.1 M_\odot$.

Para el CNM, se prueban dos perfiles de densidad: una densidad constante ($\alpha=0$) y un declive de ley de potencia ($\rho \propto r^{-2.5}$, $\alpha=2.5$), cubriendo las pendientes inferidas observacionalmente. La evolución hidrodinámica del choque formado por estas colisiones se calcula utilizando las ecuaciones de conservación de masa y momento para una cáscara delgada. La emisión de radio resultante se computa utilizando la teoría de radiación sincrotrón, contabilizando la absorción por libre-libre (FFA) y la autoabsorción sincrotrón (SSA). Los modelos asumen una distribución de energía de electrones de ley de potencia con un índice $p=3$ y parámetros de equipartición $\epsilon_B = \epsilon_e = 0.1$.

Resultos Clave
Las simulaciones demuestran que las colisiones de choques pueden producir luminosidades de radio ($L_\nu$) en el rango de $10^{27}$–$10^{30}$ erg s$^{-1}$ Hz$^{-1}$ a 6 GHz, con velocidades de choque evolucionando entre $0.05c$ y $0.3c$ a radios de $\sim10^{17}$ cm. La morfología de la curva de luz es altamente dependiente del tipo de colisión y de los parámetros ambientales:

• Colisiones Flare+Flare: Estas producen curvas de luz de evolución rápida con escalas de tiempo de ascenso y decaimiento de $\sim10$–$100$ días. El pico está determinado típicamente por cuando la densidad óptica de SSA cae a la unidad. Estos modelos son capaces de reproducir eventos con múltiples picos de radio agudos.
• Colisiones Flare+CNM (Densidad Constante, $\alpha=0$): Estos modelos generan curvas de luz que pueden mantenerse durante $\sim10^2$–$10^3$ días. La escala de tiempo del pico está generalmente determinada por el tiempo de Sedov (cuando la masa barrida es igual a la masa del destello). Densidades de CNM más altas conducen a una deceleración más rápida y escalas de tiempo de pico más cortas.
• Colisiones Flare+CNM (Ley de Potencia, $\alpha=2.5$): Estos modelos exhiben un comportamiento intermedio. Para densidades más bajas, alcanzan el pico más temprano y son más tenues; para densidades más altas, duran más tiempo y son más brillantes. La escala de tiempo del pico es a menudo determinada por la densidad óptica de SSA, de manera similar al caso Flare+Flare.

Los autores compararon las predicciones de sus modelos contra una selección de TDEs observados con emisión de radio retrasada:

• PS16dtm: Bien reproducido por un modelo de Flare+$\alpha=0$ CNM con $M_{fl}=0.1 M_\odot$ y $n_0=30$ cm$^{-3}$.
• ASASSN-15oi: El segundo pico de radio es consistente con un modelo de Flare+$\alpha=0$ CNM ($M_{fl}=0.1 M_\odot$, $n_0=10^3$ cm$^{-3}$), aunque el primer pico probablemente requiere un mecanismo diferente (por ejemplo, interacción de corrientes).
• AT2020vwl: El segundo pico coincide con un modelo de Flare+$\alpha=0$ CNM ($M_{fl}=0.01 M_\odot$, $n_0=10^2$ cm$^{-3}$).
• AT2024tvd: Los dos picos agudos y de evolución rápida se ajustan bien a los modelos Flare+Flare, sugiriendo múltiples episodios de eyección.
• AT2019azh y AT2018zr: Estos eventos muestran características mixtas, donde los modelos únicos luchan por ajustar simultáneamente los tiempos de ascenso y decaimiento, lo que sugiere una física subyacente compleja o múltiples componentes.

Significancia y Reivindicaciones
El artículo afirma que la colisión de flujos impulsados por inestabilidades de disco es un mecanismo viable para alimentar la emisión de radio retrasada observada en una fracción significativa de los TDE. Específicamente:

1. Validación del Mecanismo: Los modelos reproducen con éxito las curvas de luz y las distribuciones espectrales de energía (SEDs) de varios TDEs observados, apoyando la hipótesis de que los flujos suavemente relativistas retrasados se originan en inestabilidades del disco de acreción o transiciones de estado.
2. Diferenciación de Escenarios: El estudio proporciona un marco para distinguir entre diferentes orígenes físicos basados en la evolución de la curva de luz. Las colisiones Flare+Flare son capaces de explicar de forma única múltiples picos brillantes y de evolución rápida (escalas de tiempo $\sim100$ d), mientras que las colisiones Flare+CNM (particularmente con densidad constante) explican mejor los decaimientos más lentos y de larga duración ($\sim10^3$ d).
3. Restricciones Observacionales: Los autores señalan que, si bien sus modelos se ajustan a muchos eventos, las discrepancias en las SEDs (por ejemplo, el índice espectral de electrones $p$) y los tiempos de ascenso de la curva de luz para algunos eventos (como ASASSN-14ae, AT2018hyz) sugieren que no toda la emisión retrasada puede explicarse mediante este único mecanismo, o que se requiere física adicional (como el enfriamiento por Compton inverso o diferentes perfiles de densidad).

El trabajo concluye que, si bien las inestabilidades de disco ofrecen una explicación prometedora para clases específicas de emisión de radio retrasada, particularmente aquellas con múltiples picos, es necesario un mayor monitoreo de radio y de longitud de onda múltiple en tiempos tardíos para constreñir completamente la diversidad de los orígenes de los flujos en los TDE.