TRINITY: A coupled model of winds, radiation, and photoionised gas in molecular clouds. I. Methods and validation

Resumen Técnico: TRINITY: Un modelo acoplado de vientos, radiación y gas fotoionizado en nubes moleculares – I. Métodos y validación

Problema y Contexto
Las nubes moleculares gigantes (GMC) se dispersan dentro de 1–5 Myr tras la aparición de estrellas masivas, típicamente antes de que lleguen las primeras supernovas de colapso del núcleo. Las encuestas observacionales (por ejemplo, PHANGS, LEGUS) indican que los mecanismos de retroalimentación pre-supernova —vientos estelares, presión de radiación y presión del gas fotoionizado ($P_{\text{H II}}$)— son los impulsores principales de la limpieza de nubes. Sin embargo, la dominancia relativa de estos canales, su cronología y su dependencia de las propiedades de la nube (masa, perfil de densidad, eficiencia de formación estelar) permanecen inciertas. Las herramientas semianalíticas existentes a menudo tratan estos mecanismos de retroalimentación de forma aislada o se basan en perfiles de densidad simplificados, mientras que las simulaciones 3D son computacionalmente costosas para encuestas estadísticas. Existe la necesidad de un modelo directo eficiente y autoconsistente que acople todos los canales de retroalimentación pre-supernova a diversas estructuras de nubes para mapear la dominancia de la retroalimentación a través del espacio de parámetros.

Metodología
Los autores introducen Trinity, un código unidimensional, esféricamente simétrico de capa delgada que evoluciona una burbuja impulsada por retroalimentación y una envoltura barrida dentro de una nube molecular. Trinity sucede al marco warpfield pero introduce dos cambios arquitectónicos críticos:

1. Presión Explícita del Gas Fotoionizado: $P_{\text{H II}}$ se incluye explícitamente en la ecuación de movimiento de la envoltura, en lugar de tratarse únicamente como una condición de frontera o ser ignorada.
2. Prescripción de Impulso Consciente de la Fase: El código selecciona dinámicamente el término de presión impulsora basado en la fase evolutiva para evitar la doble contabilización de fuerzas:
   • Fase impulsada por energía: La presión impulsora es el máximo de la presión térmica de la burbuja caliente ($P_b$) y la presión del gas fotoionizado ($P_{\text{H II}}$).
   • Fase de transición: La presión impulsora es el máximo de la $P_b$ restante y la suma de $P_{\text{H II}}$ más la presión de arrastre del viento recién inyectado y los ejectos de supernova ($P_{\text{ram}}$).
   • Fase impulsada por momento: Una vez que la burbuja caliente se enfría ($E_b \to 0$), la presión impulsora es la suma $P_{\text{H II}} + P_{\text{ram}}$.

El modelo resuelve un sistema acoplado de ecuaciones diferenciales ordinarias para el radio de la burbuja ($R_b$), la velocidad ($v_b$) y la energía térmica ($E_b$). Incorpora:

• Condiciones Iniciales: Soporta perfiles de densidad uniformes, de ley de potencia por tramos ($\rho \propto r^\alpha$) y esferas de Bonnor–Ebert (BE).
• Módulos de Física: Incluye vientos estelares, supernovas, presión de radiación directa y reprocesada por polvo, autogravedad de la envoltura y el cúmulo, y evaporación conductiva desde la envoltura hacia la burbuja caliente.
• Acoplamiento Radiación-Envoltura: Un cálculo de estructura de envoltura en equilibrio hidrostático determina la posición de la frente de ionización ($R_{\text{if}}$), las fracciones de radiación absorbida y la profundidad óptica infrarroja de manera autoconsistente.
• Enfriamiento: Trata la transición del equilibrio de ionización por colisión (CIE) a regímenes no CIE y calcula las pérdidas de enfriamiento para determinar la transición de energía a momento.

Resultados Clave
El artículo valida el código contra límites analíticos (viento de Weaver, expansión de Spitzer, arado de nieve) y ejecuciones de warpfield, y luego presenta resultados para nubes con $M_{\text{nube}} = 10^5–10^{6.5} M_\odot$, densidades centrales $n_{\text{central}} = 10^3–10^4 \text{ cm}^{-3}$, y eficiencias de formación estelar $\epsilon = 0.01–0.30$.

1. Impacto del Gas Fotoionizado: Incluir $P_{\text{H II}}$ altera mediblemente la dinámica. En una ejecución de validación fiducial ($M_{\text{nube}}=10^6 M_\odot, \epsilon=0.01$), la inclusión de $P_{\text{H II}}$ aumenta el radio de la envoltura en $\sim 17\%$ a los 10 Myr en comparación con una ejecución equivalente a warpfield donde $P_{\text{H II}}$ está desactivada. $P_{\text{H II}}$ permanece dinámicamente importante incluso después de la transición a una evolución dominada por el momento.
2. Dependencia del Perfil de Densidad: La estructura de la nube dicta el resultado incluso cuando las poblaciones estelares son fijas. Para una $M_{\text{nube}}$, $n_{\text{central}}$ y $\epsilon$ fijas:
   • Los perfiles homogéneos ($\rho \propto r^0$) y poco pronunciados ($\rho \propto r^{-1}$) vuelven a colapsar.
   • Un perfil pronunciado ($\rho \propto r^{-2}$) permite que la envoltura se acelere cuesta abajo por el gradiente de densidad y continúe expandiéndose.
   • Las esferas de Bonnor–Ebert vuelven a colapsar en casos donde las nubes homogéneas podrían dispersarse, o se dispersan significativamente más tarde.
3. Escalas de Tiempo de Dispersión: En una cuadrícula de modelos donde la dispersión está garantizada, las nubes de Bonnor–Ebert se dispersan aproximadamente un 55% más tarde que las nubes homogéneas. Este desplazamiento sistemático surge porque las estructuras BE distribuyen la misma masa sobre un radio físico mayor, requiriendo que la envoltura viaje más lejos.
4. Dominancia Pre-Supernova: En el espacio de parámetros probado, la dispersión o el re-colapso de la nube está determinado por la retroalimentación pre-supernova (vientos, radiación, $P_{\text{H II}}$) antes de que llegue la primera supernova de colapso del núcleo (típicamente $>3$ Myr).
5. Escape de LyC: El código rastrea la fracción de escape del continuo de Lyman ($f_{\text{LyC}}^{\text{esc}}$) como un "reloj" separado de la limpieza dinámica, distinguiendo el tiempo en que la retroalimentación altera la dinámica de la envoltura del tiempo en que los fotones comienzan a filtrarse al medio interestelar difuso.

Significado y Afirmaciones
Los autores afirman que Trinity proporciona un marco altamente eficiente e interpretable para mapear la dominancia de la retroalimentación a través del espacio de parámetros de las nubes. La conclusión principal es que la dominancia de la retroalimentación no puede inferirse a partir de la población estelar sola. El resultado depende críticamente de:

• Cómo los canales de retroalimentación se acoplan a la envoltura (específicamente el papel de $P_{\text{H II}}$).
• La cronología de la transición de enfriamiento de la burbuja caliente.
• La estructura de densidad de la nube natal.

El artículo afirma que asumir una nube homogénea canónica o una única pendiente de ley de potencia introduce errores sistemáticos en los tiempos de emergencia inferidos y los umbrales de dispersión. Al ofrecer una herramienta que acopla autoconsistente y flexiblemente vientos, radiación y fotoionización con perfiles de densidad flexibles, Trinity permite el estudio de regiones H II resueltas y proporciona prescripciones sub-rejilla para simulaciones a escala galáctica sobre la fuga de fotones ionizantes y la dispersión de nubes.

Limitaciones
Los autores notan explícitamente que la simetría esférica 1D promedia sobre estructuras angulares (por ejemplo, flujos de champán, rupturas de ampolla) y no puede resolver inestabilidades como Kelvin–Helmholtz o Rayleigh–Taylor que podrían aumentar el enfriamiento. El tratamiento de $P_{\text{H II}}$ utiliza un radio único para el sistema burbuja-frente de ionización en lugar de evolucionar $R_b$ y $R_{\text{if}}$ como variables dinámicas separadas. Además, el modelo actualmente descuida el soporte magnético, los gradientes de presión de rayos cósmicos y la evolución de la fracción de cobertura (envolturas con fugas). Estos se identifican como objetivos para desarrollos futuros.