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

Sintesi Tecnica: Emissione Radio Ritardata in Eventi di Distruzione Mareale derivanti da Collisioni di Outflow guidati da Instabilità del Disco

Problematica
L'emissione radio ritardata è stata osservata con crescente frequenza negli Eventi di Distruzione Mareale (TDE), apparendo spesso centinaia o migliaia di giorni dopo il picco ottico. Mentre l'emissione radio immediata è tipicamente attribuita all'interazione di outflow non relativistici con il mezzo circumnucleare (CNM) subito dopo la distruzione, il meccanismo che guida questi outflow debolmente relativistici ritardati rimane incerto. Le ipotesi precedenti includono jet fuori asse, collisioni tra flussi (stream-stream collisions) o interazioni con nuvole di CNM disomogenee. Tuttavia, l'origine specifica degli outflow lanciati $\sim100$–$1000$ giorni dopo la distruzione, in particolare quelli che mostrano molteplici flare o picchi distinti tardivi, richiede un ulteriore approfondimento teorico. Questo lavoro postula che tali outflow possano derivare da instabilità o transizioni di stato nel disco di accrezione formato dal TDE, portando a espulsioni di massa ("flare") che collidono tra loro o con il mezzo circostante.

Metodologia
Gli autori modellano l'evoluzione idrodinamica e la conseguente emissione radio da sincrotrone risultante dalla collisione di outflow di massa. Lo studio considera due scenari di collisione primari:

1. Flare+Flare: La collisione di due successivi flare espulsi dal disco di accrezione con un intervallo temporale $\Delta t$.
2. Flare+CNM: La collisione di un singolo flare con il circumnucleare (CNM) circostante.

Le proprietà dell'outflow sono motivate dallo scenario di instabilità del disco descritto in A. L. Piro & B. Mockler (2025), dove instabilità termiche in un disco ad alto tasso di accrezione guidano le espulsioni di massa. I flare sono modellati con un profilo di densità $\rho_{fl} \propto r^{-2s-3}$ (dove $s=0.5$) e un intervallo di velocità $v_{min} < v < v_{max}$ (specificamente da $0.04c$ a $0.4c$). Gli autori esplorano masse dei flare ($M_{fl}$) di $0.01$e$0.1 M_\odot$.

Per il CNM, vengono testati due profili di densità: una densità costante ($\alpha=0$) e un declino a legge di potenza ($\rho \propto r^{-2.5}$, $\alpha=2.5$), coprendo gli spettri inferiti dalle osservazioni. L'evoluzione idrodinamica dello shock formato da queste collisioni è calcolata utilizzando le equazioni di conservazione della massa e del momento per un guscio sottile. L'emissione radio risultante è calcolata utilizzando la teoria della radiazione di sincrotrone, tenendo conto dell'assorbimento free-free (FFA) e dell'auto-assorbimento di sincrotrone (SSA). I modelli assumono una distribuzione dell'energia degli elettroni a legge di potenza con indice $p=3$ e parametri di equipartizione $\epsilon_B = \epsilon_e = 0.1$.

Risultati Chiave
Le simulazioni dimostrano che le collisioni di shock possono produrre luminosità radio ($L_\nu$) nell'ordine di $10^{27}$–$10^{30}$ erg s$^{-1}$ Hz$^{-1}$ a 6 GHz, con velocità di shock che evolvono tra $0.05c$ e $0.3c$ a raggi di $\sim10^{17}$ cm. La morfologia della curva di luce dipende fortemente dal tipo di collisione e dai parametri ambientali:

• Collisioni Flare+Flare: Producono curve di luce che evolvono rapidamente con tempi di salita e decadimento di $\sim10$–$100$ giorni. Il picco è tipicamente determinato dal fatto che l'otticità SSA scende a unità. Questi modelli sono in grado di riprodurre eventi con molteplici picchi radio acuti.
• Collisioni Flare+CNM (Densità Costante, $\alpha=0$): Questi modelli producono curve di luce che possono essere sostenute per $\sim10^2$–$10^3$ giorni. Il tempo di picco è generalmente determinato dal tempo di Sedov (quando la massa spazzata eguaglia la massa del flare). Densità di CNM più elevate portano a una decelerazione più rapida e tempi di picco più brevi.
• Collisioni Flare+CNM (Legge di Potenza, $\alpha=2.5$): Questi modelli esibiscono un comportamento intermedio. Per densità inferiori, raggiungono il picco prima e sono più deboli; per densità superiori, durano più a lungo e sono più brillanti. Il tempo di picco è spesso determinato dall'otticità SSA, similmente al caso Flare+Flare.

Gli autori hanno confrontato le previsioni dei loro modelli con una selezione di TDE osservati con emissione radio ritardata:

• PS16dtm: Ben riprodotto da un modello Flare+$\alpha=0$ CNM con $M_{fl}=0.1 M_\odot$ e $n_0=30$ cm$^{-3}$.
• ASASSN-15oi: Il secondo picco radio è coerente con un modello Flare+$\alpha=0$ CNM ($M_{fl}=0.1 M_\odot$, $n_0=10^3$ cm$^{-3}$), sebbene il primo picco richieda probabilmente un meccanismo differente (es. interazione tra flussi).
• AT2020vwl: Il secondo picco corrisponde a un modello Flare+$\alpha=0$ CNM ($M_{fl}=0.01 M_\odot$, $n_0=10^2$ cm$^{-3}$).
• AT2024tvd: I due picchi acuti e a rapida evoluzione sono ben adatti ai modelli Flare+Flare, suggerendo molteplici episodi di espulsione.
• AT2019azh e AT2018zr: Questi eventi mostrano caratteristiche miste, dove i singoli modelli faticano a descrivere simultaneamente i tempi di salita e di decadimento, suggerendo una fisica sottostante complessa o molteplici componenti.

Significatività e Rivendicazioni
L'articolo sostiene che la collisione di outflow guidati da instabilità del disco è un meccanismo vitale per alimentare l'emissione radio ritardata osservata in una frazione significativa di TDE. Nello specifico:

1. Validazione del Meccanismo: I modelli riproducono con successo le curve di luce e le distribuzioni di energia spettrale (SED) di diversi TDE osservati, supportando l'ipotesi che gli outflow debolmente relativistici ritardati originino da instabilità del disco di accrezione o transizioni di stato.
2. Differenziazione degli Scenari: Lo studio fornisce un quadro per distinguere tra diverse origini fisiche basandosi sull'evoluzione della curva di luce. Le collisioni Flare+Flare sono unicamente capaci di spiegare picchi multipli brillanti e a rapida evoluzione (tempi di scala $\sim100$ d), mentre le collisioni Flare+CNM (particolarmente con densità costante) spiegano meglio i decadimenti lenti e di lunga durata ($\sim10^3$ d).
3. Vincoli Osservativi: Gli autori notano che, sebbene i loro modelli si adattino a molti eventi, le discrepanze nelle SED (es. indice spettrale elettronico $p$) e nei tempi di salita delle curve di luce per alcuni eventi (es. ASASSN-14ae, AT2018hyz) suggeriscono che non tutta l'emissione ritardata possa essere spiegata da questo singolo meccanismo, o che siano necessaria una fisica aggiuntiva (come il raffreddamento per Compton inverso o diversi profili di densità).

Il lavoro conclude che, sebbene le instabilità del disco offrano una spiegazione promettente per classi specifiche di emissione radio ritardata, in particolare quelle con molteplici picchi, è necessario un ulteriore monitoraggio radio e multi-lunghezza d'onda tardivo per vincolare completamente la diversità delle origini degli outflow nei TDE.