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

Resumo Técnico: Emissão de Rádio Retardada em Eventos de Disrupção de Maré provenientes de Colisões de Fluxos de Massa Impulsionados por Instabilidades de Disco

Definição do Problema
A emissão de rádio retardada tem sido cada vez mais observada em Eventos de Disrupção de Maré (TDEs), aparecendo frequentemente centenas a milhares de dias após o pico óptico. Enquanto a emissão de rádio imediata é tipicamente atribuída à interação de fluxos não relativísticos com o meio circunuclear (CNM) logo após a disrupção, o mecanismo que impulsiona esses fluxos levemente relativísticos retardados permanece incerto. Hipóteses anteriores incluem jatos fora do eixo, colisões de fluxos (stream-stream collisions) ou interações com nuvens de CNM inhomogêneas. No entanto, a origem específica dos fluxos lançados $\sim100$–$1000$ dias após a disrupção, particularmente aqueles que exibem múltiplos surtos (flares) ou picos distintos no tempo tardio, requer investigação teórica adicional. Este trabalho postula que esses fluxos podem resultar de instabilidades ou transições de estado no disco de acreção formado pelo TDE, levando a ejeções de massa ("flares") que colidem entre si ou com o meio circundante.

Metodologia
Os autores modelam a evolução hidrodinâmica e a subsequente emissão de rádio sincrotron resultante da colisão de fluxos de massa. O estudo considera dois cenários primários de colisão:

1. Flare+Flare: A colisão de dois sucessivos flares ejetados do disco de acreção com um intervalo de tempo $\Delta t$.
2. Flare+CNM: A colisão de um único flare com o meio circunuclear (CNM) circundante.

As propriedades do fluxo são motivadas pelo cenário de instabilidade de disco descrito em A. L. Piro & B. Mockler (2025), onde instabilidades térmicas em um disco de alto estado de acreção impulsionam ejeções de massa. Os flares são modelados com um perfil de densidade $\rho_{fl} \propto r^{-2s-3}$ (onde $s=0.5$) e uma faixa de velocidade $v_{min} < v < v_{max}$ (especificamente $0.04c$ a $0.4c$). Os autores exploram massas de flare ($M_{fl}$) de $0.01$e$0.1 M_\odot$.

Para o CNM, dois perfis de densidade são testados: uma densidade constante ($\alpha=0$) e um declínio em lei de potência ($\rho \propto r^{-2.5}$, $\alpha=2.5$), cobrindo inclinações inferidas observacionalmente. A evolução hidrodinâmica do choque formado por essas colisões é calculada usando equações de conservação de massa e momento para uma casca fina. A emissão de rádio resultante é computada usando a teoria de radiação sincrotron, contabilizando absorção de livre-fluxo (FFA) e autoabsorção de sincrotron (SSA). Os modelos assumem uma distribuição de energia de elétrons em lei de potência com índice $p=3$ e parâmetros de equipartição $\epsilon_B = \epsilon_e = 0.1$.

Principais Resultados
As simulações demonstram que colisões de choque podem produzir luminosidades de rádio ($L_\nu$) na faixa de $10^{27}$–$10^{30}$ erg s$^{-1}$ Hz$^{-1}$ a 6 GHz, com velocidades de choque evoluindo entre $0.05c$ e $0.3c$ em raios de $\sim10^{17}$ cm. A morfologia da curva de luz é altamente dependente do tipo de colisão e dos parâmetros ambientais:

• Colisões Flare+Flare: Produzem curvas de luz de evolução rápida com escalas de tempo de subida e decaimento de $\sim10$–$100$ dias. O pico é tipicamente determinado pela queda da espessura óptica de SSA para a unidade. Esses modelos são capazes de reproduzir eventos com múltiplos picos de rádio agudos.
• Colisões Flare+CNM (Densidade Constante, $\alpha=0$): Estes modelos produzem curvas de luz que podem ser sustentadas por $\sim10^2$–$10^3$ dias. O tempo de pico é geralmente definido pelo tempo de Sedov (quando a massa varrida é igual à massa do flare). Densidades de CNM mais altas levam a uma desaceleração mais rápida e tempos de pico mais curtos.
• Colisões Flare+CNM (Lei de Potência, $\alpha=2.5$): Estes modelos exibem um comportamento intermediário. Para densidades mais baixas, eles atingem o pico mais cedo e são mais fracos; para densidades mais altas, duram mais e são mais brilhantes. O tempo de pico é frequentemente definido pela espessura óptica de SSA, de forma semelhante ao caso Flare+Flare.

Os autores compararam as previsões de seus modelos contra uma seleção de TDEs observados com emissão de rádio retardada:

• PS16dtm: Bem reproduzido por um modelo Flare+$\alpha=0$ CNM com $M_{fl}=0.1 M_\odot$ e $n_0=30$ cm$^{-3}$.
• ASASSN-15oi: O segundo pico de rádio é consistente com um modelo Flare+$\alpha=0$ CNM ($M_{fl}=0.1 M_\odot$, $n_0=10^3$ cm$^{-3}$), embora o primeiro pico provavelmente exija um mecanismo diferente (ex: interação de fluxo-fluxo/stream-stream).
• AT2020vwl: O segundo pico combina com um modelo Flare+$\alpha=0$ CNM ($M_{fl}=0.01 M_\odot$, $n_0=10^2$ cm$^{-3}$).
• AT2024tvd: Os dois picos agudos e de evolução rápida são bem adequados a modelos Flare+Flare, sugerindo múltiplos episódios de ejeção.
• AT2019azh e AT2018zr: Estes eventos mostram características mistas, onde modelos únicos lutam para ajustar simultaneamente os tempos de subida e decaimento, sugerindo física subjacente complexa ou múltiplos componentes.

Significância e Alegações
O artigo alega que a colisão de fluxos de massa impulsionados por instabilidade de disco é um mecanismo viável para alimentar a emissão de rádio retardada observada em uma fração significativa de TDEs. Especificamente:

1. Validação do Mecanismo: Os modelos reproduzem com sucesso as curvas de luz e as distribuições de energia espectral (SED) de vários TDEs observados, apoiando a hipótese de que fluxos levemente relativísticos retardados se originam de instabilidades de disco de acreção ou transições de estado.
2. Diferenciação de Cenários: O estudo fornece um arcabouço para distinguir entre diferentes origens físicas baseando-se na evolução da curva de luz. Colisões Flare+Flare são unicamente capazes de explicar múltiplos picos brilhantes e de evolução rápida (escalas de tempo $\sim100$ d), enquanto colisões Flare+CNM (particularmente com densidade constante) explicam melhor decaimentos mais lentos e de longa duração ($\sim10^3$ d).
3. Restrições Observacionais: Os autores observam que, embora seus modelos se ajustem a muitos eventos, as discrepâncias nos SEDs (ex: índice espectral de elétrons $p$) e nos tempos de subida das curvas de luz para alguns eventos (ex: ASASSN-14ae, AT2018hyz) sugerem que nem toda a emissão retardada pode ser explicada por este mecanismo único, ou que física adicional (como o resfriamento por Compton inverso ou diferentes perfis de densidade) pode ser necessária.

O trabalho conclui que, embora as instabilidades de disco ofereçam uma explicação promissora para classes específicas de emissão de rádio retardada, particularmente aquelas com múltiplos picos, um monitoramento adicional de rádio e de múltiplas ondas no tempo tardio é necessário para restringir totalmente a diversidade das origens de fluxos em TDEs.