Implications of the UV/optical Plateau of AT2018cow

Resumen Técnico: Implicaciones de la Meseta UV/Óptica de AT2018cow

Planteamiento del Problema
AT2018cow, el prototípico transitorio óptico azul rápido y luminoso (LFBOT, por sus siglas en inglés), exhibe una meseta de decaimiento lento en UV/óptico que dura al menos cinco años tras la explosión. La distribución espectral de energía (SED) durante esta fase es de tipo cuerpo negro con una temperatura de color $T_{BB} \gtrsim 2 \times 10^4$ K y un radio de emisión $R_{BB} \sim 40 R_\odot$. Interpretaciones previas atribuyeron esta emisión a un disco de acreción geométricamente delgado alrededor de un objeto compacto. Sin embargo, los modelos de discos delgados alimentados por viscosidad requieren un agujero negro inusualmente masivo ($M \gtrsim 200 M_\odot$) para satisfacer las restricciones de autocoherencia relativas a la presión del disco y la condición de Rayleigh-Jeans. Este requerimiento de masa entra en conflicto con las restricciones de rayos X de XMM-Newton, que limitan la masa del acreedor a $M \lesssim 100 M_\odot$ en escenarios estándar de acreción. Esta tensión deja sin resolver la naturaleza del motor central y el origen de la meseta.

Metodología
Los autores proponen un nuevo modelo físico donde la emisión UV/óptica surge de la fotosfera de un viento super-Eddington lanzado desde las regiones internas del disco de acreción, combinado con la irradiación y el reprocesamiento por parte del disco externo geométricamente delgado.

• Modelo de Viento: Para tasas de acreción global que exceden el límite de Eddington ($\dot{M}_d > \dot{M}_{Edd}$), el disco interno ($r < r_{sph}$) se vuelve geométricamente grueso y lanza un viento ópticamente grueso. La fotosfera del viento emite un espectro de cuerpo negro con una temperatura de color $T_w$ que depende débilmente de la masa del acretor $M$.
• Modelo de Irradiación: El disco externo ($r > r_{sph}$) permanece geométricamente delgado y es calentado tanto por la disipación viscosa como por la irradiación de la fotosfera del viento.
• Emisión de Libre-Free: El modelo incluye la emisión de libre-free (libre-libre) del viento ionizado, la cual domina el espectro en el infrarrojo cercano y medio (NIR-MIR) ($\lambda \sim 1\text{--}10$ $\mu$m).
• Procedimiento de Ajuste: Los autores ajustan este modelo compuesto a la fotometría de cuatro bandas del Telescopio Espacial Hubble (HST) en $t \simeq 1453$ días. Realizan ajustes de Monte Carlo a través de un rango de masas de objetos compactos ($M \in \{1.4, 5, 10, 30, 100, 300, 1000\} M_\odot$), explorando el espacio de parámetros del radio del disco externo ($r_d$), la tasa de acreción ($\dot{M}_d$) y el factor de corrección de color ($f_{col}$).
• Restricciones: Los modelos están restringidos por la luminosidad UV/óptica observada, la condición de Rayleigh-Jeans, la autocoherencia de la presión del disco y los límites superiores de rayos X blandos de XMM-Newton.

Resultos Clave

1. Degeneración de Masa en UV/Óptico: El modelo de viento+irradiación reproduce con éxito la meseta UV/óptica observada para masas de acretores que van desde una estrella de neutrones ($1.4 M_\odot$) hasta $\sim 100 M_\odot$. La degeneración de masa surge porque la temperatura de color de la fotosfera del viento depende débilmente de $M$, y el factor de corrección de color $f_{col}$ absorbe las variaciones restantes. Consecuentemente, la fotometría de HST por sí sola no puede distinguir entre una estrella de neutrones y un agujero negro de masa estelar.
2. Discriminador NIR-MIR: Mientras que los datos UV/ópticos son degenerados, la emisión de libre-free predicha en las bandas NIR-MIR difiere por un orden de magnitud a través del rango de masas permitido. Los acretores de menor masa ($M \lesssim 5 M_\odot$) predicen un flujo NIR significativamente más brillante ($\nu L_{\nu, ff} \propto \dot{M}_d^2 M^{-2/3}$) comparado con los modelos de mayor masa. Los autores proporcionan predicciones de magnitud específicas para los filtros de JWST, señalando que una no-detección descartaría fuertemente los acretores de baja masa.
3. Restricciones de Rayos X: El modelo desfavorece las masas de acretores $M \gtrsim 100 M_\odot$. En estas masas, la fotosfera del viento se vuelve lo suficientemente caliente ($T_w \sim 5\text{--}10 \times 10^5$ K) como para producir emisión de rayos X blandos que excede los límites superiores de XMM-Newton, asumiendo una emisión cuasi-isotrópica.
4. Consistencia con Micro-TDE: Los parámetros del disco inferidos ($r_d \sim 60\text{--}90 R_\odot$ y $\dot{M}_d$) son ampliamente consistentes con la evolución de un disco formado mediante un evento de disrupción de mareas microscópico (micro-TDE). En este escenario, una estrella de la secuencia principal o su núcleo es disrumpido por un objeto compacto, formando inicialmente un disco super-Eddington que transiciona a un estado sub-Eddington de disco delgado dentro de $\sim 1$ año, evolucionando en una escala de tiempo viscosa de $\sim 10$ años.
5. Firmas de Líneas Espectrales: El artículo estima las luminosidades de las líneas de recombinación (HeII 1640 para vientos ricos en He, H$\alpha$ para vientos ricos en H). Estas luminosidades de línea disminuyen rápidamente con el aumento de la masa del acretor, ofreciendo un método espectroscópico potencial para constreñir tanto la masa del acretor como la composición del disco.

Significancia y Reivindicaciones
El artículo afirma que el modelo de viento+irradiación resuelve la tensión entre la alta masa requerida por los modelos de disco delgado puro y los límites de baja masa impuestos por las observaciones de rayos X. Al relajar el requerimiento de un agujero negro masivo ($M \gtrsim 200 M_\odot$), el modelo abre el rango de masa del acretor hasta $1.4 M_\odot$, permitiendo que estrellas de neutrones o agujeros negros de masa estelar sean el motor central.

Los autores concluyen que AT2018cow se entiende más naturalmente como un transitorio impulsado por acreción donde un objeto compacto experimenta una interacción dinámica (disrupción de marea o fusión) con un compañero, produciendo un disco de acreción de larga duración. La fase inicial super-Eddington impulsa el pico del LFBOT mediante un viento energético, mientras que el disco delgado irradiado subsiguiente sostiene la mesota de una década. El artículo asevera que la cuestión central abierta —la identidad del objeto compacto— no puede responderse mediante fotometría UV/óptica por sí sola, sino que puede ser probada decisivamente mediante observaciones de JWST de la emisión de libre-free en el NIR-MIR y mediante restricciones espectroscópicas sobre las líneas de recombinación.