Astronomija

Aleksandar Todorović (2005), Ruma, 3. razred, Gimnazija “Stevan Puzić”, Ruma

Mentori:
Jevtović Luka, Fizički fakultet Univerziteta u Beogradu,
Ristić Danilo, Elektrotehnički fakultet Univerziteta u Beogradu
Vrhovac Katarina, Matematički fakulet Univerziteta u Beogradu
Milošević Stanislav, Matematički fakultet Univerziteta u Beogradu

Galaktički sudari predstavljaju astronomski događaj u kome dve (ili više) galaksija gravitaciono interaguju i pri tome se deformišu. Tokom galaktičkih sudara mogu nastati mnoge strukture, poput galaktičkih ljuski, galaktičkih mostova, galaktičkih tokova, globularnih jata, različitih galaksija (spiralnih, elipsoidnih, prstenastih), aktivnih galaktičkih jezgara… Cilj ovog istraživanja je određivanje i analiza nekih od struktura koje nastaju kao posledica sudara dve galaksije (jedne karakteristika poput Mlečnog puta i jedne patuljaste galaksije). Tokom simulacija varirani su parametri vektora početne brzine patuljaste galaksije. Analizom profila gustine i profila brzine barionske materije ispitivana je mogućnost nastanka globularnih jata, galaktičkih tokova i njihovih međustruktura (struktura koje se nalaze na prelazu iz globularnog jata i galaktičkog toka) u okolini Mlečnog puta. Početne brzine patuljaste galaksije su varirane u opsegu [0, 325]km/s. Rastojanje galaksija je bilo konstantno tokom svih simulacija i iznosilo je 170kpc, dok je trajanje svih simulacija bilo 10Gyr. Dobijeno je nekoliko zaključaka od kojih su sledeća tri najbitnija: za konstantan ugao, pri povećanju intenziteta brzine uočen je postepen prelaz iz kreiranja galaktičkih tokova, preko međustruktura, do konačnog oblikovanja globularnih jata; za konstantan intezitet brzine, pri povećanju ugla uočen je, takođe, postepen prelaz iz kreiranja galaktičkih tokova, preko međustruktura, do kreiranja globularnih jata; za intenzitete brzina iznad 200km/s, kreiraju se isključivo globularna jata, osim ako sudar nije radijalan (u radu je pretpostavljeno da je sudar radijalan ako je ugao vektora brzine manji od 15°). Pri radijalnim sudarima nije uočena nijedna od ispitivanih struktura. Za konstantan ugao ili intenzitet brzine ne kreiraju se obavezno sve moguće strukture, ali se svakako zapaža prelaz struktura iz jedne u drugu. Sve kreirane strukture se smatraju relativno stabilnim. Strukture su kreirane isključivo iz barionske materije patuljaste galaksije, dok se Mlečni put nije značajno promenio. Smatra se da je razlog toj činjenici značajno veća masa Mlečnog puta od patuljaste galaksije.

Nikola Stambolić (2004), Ražanj, 3. razred, Aleksinačka gimnazija, Aleksinac

Mentori:
Savić Nikola, Fizički fakultet Univerziteta u Beogradu
Herček Filip, Prirodno-matematički fakultet Univerziteta u Novom Sadu

Na velikim skalama udaljenosti, galaksije su grupisane usled međusobne gravitacione interakcije. Ova raspodela galaksija predstavlja strukturu Svemira na velikim skalama i dominantno je određena raspodelom tamne materije. Opis evolucije ove raspodele zasniva se na činjenici da je na najvećim skalama Svemir homogen i izotropan uz male korekcije u vidu nehomogenosti u gustini tamne materije, koje na malim skalama postaju velike (nelinearne). Kroz gravitacionu interakciju ove nehomogenosti rastu sa vremenom. U režimu malih nehomogenosti koji važi na velikim skalama, njihovu evoluciju je moguće opisati analitički efektivnom teorijom struktura na velikim (kosmološkim) skalama. Ovakav opis zasnovan je na jednačinama dinamike (samogravitirajućeg) fluida uz sistematično uključivanje uticaja malih skala koji je neophodan za opis evolucije nehomogenosti. Uticaj malih skala analogan je viskoznim efektima u realnim fluidima i sadržan je u parametru koji je analogan brzini zvuka koji je potrebno nezavisno odrediti.
Evoluciju nehomogenosti moguće je modelovati i numerički pomoću N-body simulacije Svemira sačinjenog od čestica koje medjusobno interaguju gravitaciono. Brzina zvuka može se odrediti statističkim poređenjem raspodela tamne materije dobijenih iz teorije i simulacije uz zahtevanje da razlika između dobijenih rezultata ovim metodama bude minimalna. U ovom radu određena je brzina zvuka i ispitivana je njena zavisnost od vremena i skala na kojima je poređenje izvršeno.

Andrea Milošević (2005), Beograd, 3. razred, Peta beogradska gimnazija, Beograd

Mentori:
Ðošović Vladimir, Matematički fakultet Univerziteta u Beogradu
Ristić Danilo, Elektrotehnički fakultet Univerziteta u Beogradu
Dakić Vinka, Univerzitet u Padovi

Cilj projekta je analiza dinamičke evolucije protoplanetarnog diska trojnog zvezdanog sistema GW Orionis kako bi se utvrdilo da li raspodela mase na tri komponente u trojnim zvezdanim sistemima utiče na strukture koje će se formirati u disku. Rezultati simulacije protoplanetarnog diska GW Orionis su upoređeni sa rezultatima simulacije protoplanetarnog diska jednostrukog zvezdanog sistema, sa centralnom zvezdom mase jednake ukupnoj masi sve tri zvezde GW Orionis.
Protoplanetarni disk je rotirajući prsten koji je sačinjen od gasa i prašine i formira se kod mladih zvezda koje tek počinju svoj evolutivni put na glavnom nizu, periodu kada je zvezda stabilna i u jezgru sagoreva vodonikom. Gravitacijom zvezde i međusobne interakcije čestica, u disku se formiraju regioni povećane ili smanjene gustine. Neravnomerna raspodela čestica u disku stvara strukture poput prstenastih praznina, spirala ili zgušnjenja. Smatra se da iz zgušnjenja u protoplanetarnom disku nastaju planete. U neposrednoj blizini zvezde, disk će biti razređen zbog procesa akrecije, odnosno sjedinjavanja materije iz diska sa zvezdom.
Pretpostavka je da će periodično kretanje tri zvezde sistema GW Orionis oko centra mase usloviti drugačije strukture u protoplanetarnom disku nego kod jednostrukog sistema, zbog činjenice da se u trojnom sistemu stalno menja intenzitet gravitacione sile koja deluje na čestice usled promene položaja zvezda. Kako bi se ova pretpostavka ispitala, najpre je simulirano kretanje zvezda GW Orionis i čestica prašine postavljenih oko sistema, tokom perioda od 200 000 godina, vremenske skale koja je potrebna da bi se oformile strukture i planete u disku. Analizirana je koncentracija čestica u zavisnosti od udaljenosti, kako bi se detektovali gušći i ređi regioni diska.

Affan Kaknjo (2005), Zenica, 3. razred, Prva gimnazija u Zenici

Mentori:
prof. Bojan Arbutina, Matematički fakultet Univerziteta u Beogradu
Vinka Dakić, Univerzitet u Padovi
Vesna Milošević, Matematički fakultet Univerziteta u Beogradu
Debora Pavela, Matematički fakultet Univerziteta u Beogradu
Lana Ivković, Univerzitet u Padovi

Supernove su veoma sjajne eksplozije zvijeda, a one koje nastaju eksplozijom bijelih patuljaka zovu se supernove tipa Ia (SNIa). Kako sve nastaju na isti način i pod sličnim uslovima, njihov apsolutni sjaj je međusobno približno jednak. Pomoću krivih sjaja moguće je neodređenost dodatno smanjiti, te se zbog toga često koriste za određivanje udaljenosti u astronomiji. Spiralne galaksije imaju veći sadržaj prašine, zbog čega sjaj SNIa u ovim galaksijama koji računamo na osnovu udaljenosti i parametara dobijenih modeliranjem krive sjaja može biti smanjen. To smanjenje sjaja, do kog dolazi usljed apsorbicije i rasijanja na prašini, se zove ekstinkcija. Cilj ovog istraživačkog rada je bio vidjeti da li SNIa mogu da se koriste za određivanje parametara ekstinkcije u spiralnim galaksijama. Iz literature uzeti su parametri SNIa dobijeni na osnovu krivih sjaja SALT2 modelom, zajedno sa masom i radijusom galaksija u kojoj se nalazi SNIa. Za svaku supernovu, određeno je kojoj galaksiji pripada, kao i masa i radijus te galaksije. Na osnovu relacija koje opisuju sjaj supernovih u SALT2 modelu, i na osnovu pomenutih karakteristika galaksija izračunati su globalni parametri modela. Odatle je dobijena vrijednost ekstinkcije za svaku supernovu pojedinačno. Posmatrana je zavisnost ekstinkcije od radijalne udaljenosti i dobijeni rezultati su upoređeni sa očekivanim vrijednostima iz literature.

Katarina Gavrilović (2006), Varna, 3. razred, Šabačka gimnazija, Šabac

Mentorka:
Vrhovac Katarina, Katedra za Astronomiju i Astrofiziku, Matematički fakultet Univerziteta u Beogradu

Mali i Veliki Magelanov oblak su nepravilne satelitske patuljaste galaksije Mlečnog puta. Orbitiraju u halou Mlečnog puta na udaljenosti od oko 200.000 svetlostnih godina od centra. Deo su Magelanovog sistema koji sadrži i razne gasne strukture nastale usled bliske međusobne gravitacione interakcije Magelanovih oblaka, njihove gravitacione interakcije sa Mlečnim putem i plimskih efekata. Evolucija Magelanovih oblaka je značajna za razumevanje evolucije galaskija i gupa galaskija.
Cilj ovog projekta je određivanje dinamičke budućnosti Magelanovih oblaka, odnosno ispitivanje njihove orbite i vremena raspada u halou Mlečnog puta. Budućnost Magelanovih oblaka se ispituje pomoću numeričkih simulacija N-tela. U simulacijama učestvuju tri galaksije – Mlečni put, Mali Magelanov oblak i Veliki Magelanov oblak.
Galaksije su modelovane kao sistemi N čestica na osnovu poznatih podataka. Mlečni put je predstavljen sferoidnim modelom, koji sadrži tri komponentne – disk, centralni oval i halo tamne materije, dok se modeli Malog i Velikog Magelanovog oblaka sastoje iz centralnog ovala i haloa tamne materije. Raspadanje Magelanovih oblaka se ispituje direktno iz simulacije, vizuelnim putem i analizom raspodele gustine. Na osnovu simulacije je zaključeno da se Mali i Veliki Magelanov oblak spajaju u jednu galaksiju tokom prve orbite oko Mlečnog puta nakon 0.82 milijardi godina od početka simulacije. Ta galaksija postepeno gubi svojstva galaksije u periodu od 1.3 do 1.7 milijardi godina od početnog trenutka. Njeno konačno raspadanje se dešava kada Mlečni put krene da izvlači značajnije količine materijala Magelanovih obalaka u periodu od 1.7 do 2.0 milijardi godina od početka simulacije. Dobijeni rezultati se poklapaju sa referentnim radovima i pretpostavkom da će se Magelanovi oblaci raspasti za 1-2 milijarde godina. Nakon toga, sistem teži da se vrati u stanje stabilnosti. Za to će biti potrebno više milijardi godina.