Astronomy & Astrophysics manuscript investigates the role of baryonic physics in galaxy simulations, focusing on the molecular component.
The study aims to understand the influence of cold and dense molecular phase on gas reservoir in outer galaxy discs with low star formation efficiency.
Through TreeSPH simulations, it examines the effect of molecular hydrogen and different feedback efficiencies on gas morphology and star formation.
Results indicate that molecular hydrogen allows for slow star formation to occur in the outer parts of discs, suggesting a way to store a significant fraction of dark baryons over a longer timescale.

천문학 및 천문학적 연구는 우주물질 물리의 역할을 갖는 광고 시뮬레이션에서 분자 컴포넌트를 중점적으로 조사하려고 합니다.
연구는 외곽 광역 디스크의 저장형성 효율이 낮은 경우에 冷해서 밀도가 높은 분자 화학 단계의 영향을 이해하고자 합니다.
TreeSPH 시뮬레이션을 통해 분자 혼합물질과 다양한 피드백 효율성에 대한 影响을 검토하며, 광역 디스크의 외곽부에서 느린 별 형성을 허용하는 것을 확인합니다.
이러한 결과는 어둡한 바리온의 의미를 나타내고, 더 긴 시간 기간에 있는 전체 바리온 사이클을 연결하여 광역 디스크와 윤곽적 가스 혹은 천문학적 망막으로 이어지게 됩니다.

* 광역 디스크(Spiral galaxy): 회전이 주는 형성되어 있는 광원의 형태를 가진 천문학적 개체입니다. * 천문학적 시뮬레이션(Astronomical simulation): 천문학적 개체나 현상을 설명하기 위해 컴퓨터를 사용하여 시뮬레이션하는 과정입니다. * 바리온(Baryon): 원자력에서 발생하는 물질 중 하나로, 천문학적으로도 알려진 물질입니다.

* [1] “Galaxies: formation – Galaxies: evolution – Galaxies: ISM – Galaxies: spiral – Galaxies: star formation – Galaxies: structure” 키워드를 포함한 추가 논문이나 자료를 찾아보십시오

Astronomy & Astrophysics manuscript no. hallecombes12v3 c⃝ESO 2021 September 9, 2021 Influence of baryonic physics in galaxy simulations: a semi-analytic treatment of the molecular component A. Halle1 and F. Combes1 Observatoire de Paris, LERMA, 61 Av. de l’Observatoire, 75014 Paris, France e-mail: anaelle.halle@obspm.fr, e-mail: francoise.combes@obspm.fr ABSTRACT Recent work in galaxy formation has enlightened the important role of baryon physics, to solve the main problems encountered by the standard theory at the galactic scale, such as the galaxy stellar mass functions, or the missing satellites problem. The present work aims at investigating in particular the role of the cold and dense molecular phase, which could play a role of gas reservoir in the outer galaxy discs, with low star formation efficiency. Through TreeSPH simulations, implementing the cooling to low temperatures, and the inclusion of the molecular hydrogen component, several feedback efficiencies are studied, and results on the gas morphology and star formation are obtained. It is shown that molecular hydrogen allows some slow star formation (with gas depletion times of ∼5 Gyr) to occur in the outer parts of the discs. This dense and quiescent phase might be a way to store a significant fraction of dark baryons, in a relatively long time-scale, in the complete baryonic cycle, connecting the galaxy discs to hot gaseous haloes and to the cosmic filaments. Key words. Galaxies: formation — Galaxies: evolution — Galaxies: ISM — Galaxies: spiral — Galaxies: star formation — Galaxies: structure 1. Introduction Numerical simulations of galaxy formation have now reached a high degree of sophistication, and include increas- ingly detailed physics, from star formation rates treated with sub-grid recipes based on the Kennicutt-Schmidt law (KS), to more direct processes triggered by Jeans instabil- ities (Stinson et al. 2006; Hopkins et al. 2011), feedback that is treated either through supernovae heating, or ki- netic impulse, momentum-driven flows due to stellar winds (Sales et al. 2010; Ostriker & Shetty 2011), and in some cases, multiphase gas (Maio et al. 2007; Gnedin et al. 2009). However, big unknowns remain as free parameters in the process: first the nature of dark matter, and its behaviour, leading to well-identified problems at galaxy scales, such as predicted cuspy profiles (while only cores are observed), or predicting a large number of dark satellites around each Milky-Way type galaxies. Second, a large unknown is also the nature and location of the missing baryons: observation- ally only less than half of the baryons have been identified (e.g. Fukugita & Peebles 2004), and this missing baryonic component is certainly gaseous, given the results of mi- crolensing (e.g. Wyrzykowski et al. 2009). This gas might be hot (of the order of millions of degrees) or cold, and most of it must be located in the intergalactic space, not to overpredict rotation curves. A significant fraction of dark baryons should also exist in galaxies, and could reside under the form of cold gas, dense enough to be in the molecular phase (e.g. Pfenniger & Combes 1994; Grenier et al. 2005; Bournaud et…

천문학 및 천체 물리학 원고 번호.
Hallecombes12v3 C⃝eso 2021 2021 2021 년 9 월 9 일, 은하 시뮬레이션에서 바리닉 물리학의 영향 : 분자 성분의 반 분석 처리 A.
Halle1 및 F.
Combes1 Observatoire de Paris, Lerma, 61 Av.
De l ‘Observatoire, 75014 파리, 프랑스 이메일 : anaelle.halle@obspm.fr, 이메일 : francoise.combes@obspm.fr 은하 형성의 최근 연구는 Baryon Physics의 중요한 역할을 밝혔습니다.
Galactic Scaltic의 주요 문제를 해결하기 위해 Galax Staric untulations, 예를 들어, Satellic untulations, 예를 들어, Galax Staric ingals ingals ingals ingals ingals ingals galctic galctic ingals ingal 척도에서 발생하는 주요 문제를 해결했습니다.
현재의 연구는 특히 냉기 및 밀도가 높은 분자상의 역할을 조사하는 것을 목표로하며, 이는 외부 은하 디스크에서 가스 저장소의 역할을 할 수 있으며, 낮은 별 형성 효율성.
트리프 시뮬레이션을 통해 냉각을 저온으로 구현하고 분자 수소 성분의 포함을 통해 몇 가지 피드백 효율성을 연구하고 가스 형태 및 별 형성에 대한 결과가 얻어집니다.
분자 수소는 디스크의 외부 부분에서 약간의 느린 별 형성 (가스 고갈 시간 ~ 5 gyr)이 발생하는 것으로 나타났다.
이 조밀하고 정지 된 단계는 비교적 긴 바리닉주기에서 갤럭시 디스크를 뜨거운 가스의 후광과 우주 분열에 연결하는 비교적 긴 바리닉주기에 어두운 바리온의 상당한 부분을 저장하는 방법 일 수 있습니다.
핵심 단어.
은하 : 형성-은하 : 진화-은하 : ISM-은하 : 은하 : 나선-나선-은하 : 별 형성-은하 : 구조 1.
소개 은하 형성의 수치 시뮬레이션은 이제 높은 수준의 정교함에 도달했으며, kennicutt chchmidt 법률을 기반으로 한 하위 형식 과정에서 치료 된 sub-grid rate로부터의 세부적인 물리학을 포함하고 있습니다.
청바지의 실행 (Stinson et al.
2006; Hopkins et al.
2011), 초신성 가열 또는 기밀 충동을 통해 치료되는 피드백, 별풍으로 인한 운동량 중심 흐름 (Sales et al.
2010; Ostriker & Shetty 2011) 및 일부 사례, Maio et al.
2009).
그러나 큰 미지수는 프로세스에서 자유 매개 변수로 남아 있습니다.
첫 번째 암흑 물질의 본질과 그 행동으로, 예측 된 cuspy profe (코어 만 관찰)와 같은 은하계에서 잘 식별 된 문제를 일으키거나 각 밀키 유형 은하 주변의 다수의 어두운 위성을 예측합니다.
둘째, 크게 알려지지 않은 바리온의 본질과 위치입니다.
관찰- 관찰- 바리 온의 절반 미만 만 식별되었으며 (예 : Fukugita & Peebles 2004),이 누락 된 바리닉 구성 요소는 미묘한 영향을 미쳤습니다 (예 : Wyrzykowski et al.
2009).
이 가스는 (수백만도 정도의 순서), 차가운데 뜨거울 수 있으며, 대부분은 회전 곡선을 과도하게 예측하지 않고 은하계 공간에 위치해야합니다.
어두운 바리온의 상당한 부분은 은하에도 존재해야하며, 분자 단계에있을 정도로 밀도가 높은 차가운 가스의 형태로 존재할 수있다 (예 : Pfenniger & Combes 1994; Grenier et al.
2005; Bournaud et …