Draft version June 15, 2018 Preprint typeset using LATEX style emulateapj v. 11/10/09 LOW–MASS GALAXY FORMATION IN COSMOLOGICAL AMR SIMULATIONS: THE EFFECTS OF VARYING THE SUB–GRID PHYSICS PARAMETERS Pedro Col´ın1 Vladimir Avila-Reese2, Enrique V´azquez-Semadeni1, Octavio Valenzuela2, and Daniel Ceverino3 1 Centro de Radioastronom´ıa y Astrof´ısica, Universidad Nacional Aut´onoma de M´exico, A.P. 72-3 (Xangari), Morelia, Michoac´an 58089, M´exico 2 Instituto de Astronom´ıa, Universidad Nacional Aut´onoma de M´exico, A.P. 70-264, 04510, M´exico, D.F., M´exico 3 Racah Institute of Physics, The Hebrew University, Jerusalem 91904, Israel Draft version June 15, 2018 ABSTRACT2010 We present numerical simulations aimed at exploring the effects of varying the sub–grid physics parameters on the evolution and the properties of the galaxy formed in a low–mass dark matter halo (∼7 × 1010 h−1M⊙at redshift z = 0). The simulations are run within a cosmological setting with a nominal resolution of 218 pc comoving and are stopped at z = 0.43. For simulations thatMar cannot resolve individual molecular clouds, we propose the criterion that the threshold density for 2 star formation, nSF, should be chosen such that the column density of the star-forming cells equals the threshold value for molecule formation, N ∼1021 cm−2, or ∼8 M⊙pc−2. In all of our simulations, an extended old/intermediate–age stellar halo and a more compact younger stellar disk are formed, and in most cases, the halo’s specific angular momentum is slightly larger than that of the galaxy, and sensitive to the SF/feedback parameters. We found that a non negligible fraction of the halo stars are formed in situ in a spheroidal distribution. Changes in the sub–grid physics parameters affect significantly and in a complex way the evolution and properties of the galaxy: (i) Lower threshold densities nSF produce larger stellar effective radii Re, less peaked circular velocity curves Vc(R), and greater amounts of low-density…

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초안 버전 2018 년 6 월 15 일 라텍스 스타일 EmulateApj v. 11/10/09 우주 AMR 시뮬레이션에서 낮은 수량 은하 형성을 사용한 프리프트 셀프 : 서브 그리드 물리 매개 변수 PEDRO COL´ın1 VLADIMIR AVILA-REESE2, enrique V’Azquez-Semadeni1, Octavio valenzuela3 and Daniel uleniela2, and anctavio 방사선 기법 경로 A Astrof´ısica, Universidad Nacional Aut ‘alut’oma de m’exico, A.P. 72-3 (Xangari), Morelia, Michoac´an 58089, m´exico de astituto de Astronom´ıa, Universidad Nacional Automa deexico, A.P. 70-264, 04510, 04510, 04510 D.F., M’Exico 3 Racah Physics, Hebrew University, 예루살렘 91904, 이스라엘 초안 2018 년 6 월 15 일 Abstract2010 우리는 숫자 시뮬레이션을 제시합니다. h -1m redat redshift z = 0). 시뮬레이션은 공칭 해상도가 218 PC Comoving의 우주 학적 설정 내에서 실행되며 Z = 0.43에서 중지됩니다. 시뮬레이션의 경우, 개별 분자 구름을 해결할 수 없음, 2 성별 형성, NSF의 임계 밀도가 별-형성 세포의 열 밀도가 분자 형성의 임계 값, n ~ 1021 cm-2, 또는 ~ 8 m⊙pc-2에 대한 임계 값과 동일하도록 선택해야한다는 기준을 제안합니다. 우리의 모든 시뮬레이션에서, 확장 된 오래된/중간 지대의 항성 후광과보다 컴팩트 한 젊은 스텔라 디스크가 형성되며, 대부분의 경우 Halo의 특정 각 운동량은 은하계보다 약간 크며 SF/피드백 매개 변수에 민감합니다. 우리는 후광 별의 무시할 수없는 분율이 구상 분포로 현장에서 형성된다는 것을 발견했다. 하위 그리드 물리학 매개 변수의 변화는 은하계의 진화와 특성을 상당히 영향을 미치고 복잡한 방식으로 : (i) 더 낮은 임계 값 밀도 NSF는 더 큰 항성 e- 효과 방사성, 덜 피크 원형 속도 곡선 VC (R) 및 더 큰 수준의 저밀도를 생성합니다.