Astronomija

Mogući scenario nastanka Velikog južnog toka

Matija Dodović*, Predrag Despotović**

*IV razred, Valjevska gimnazija, Valjevo; **IV razred, Gimnazija "Jovan Jovanović Zmaj", Novi Sad[poster]

Cilj ovog rada je ispitivanje nastanka Velikog Južnog toka u galaksiji M31 (Andromeda) pomoću semianalitičkih i numeričih simulacija. Veliki Južni tok je zvezdana struktura koja je nastala sudarom Andromede sa patuljastom galaksijom koja je njen satelit. Strukture koje nastaju sudarom galaksija su važne, jer se iz njih može rekonstruisati scenario sudara i odrediti osobine galaksija koje su učestvovale u sudaru. U semianalitičkom slučaju, model Andromede je predstavljen preko NFW profila gustine, jer je u obzir uzet samo halo tamne materije, dok je patuljasta galaksija predstavljena test česticom koja ima masu istu kao masa cele galaksije. Upoređivanjem slučaja sa i bez barionske materije utvrđeno je da su odstupanja u trajektoriji čestice zanemarljiva, pa je zbog toga aproksimacija analitičkog modela Andromede kao tamnog haloa opravdana. U semianalitičkom slučaju izvršene su dve simulacije, sa i bez uključivanja uticaja dinamičkog trenja. Dinamičko trenje je uračunato pomoću Čandarsekarove jednačine za ubrzanje tela. Treći slučaj je kada jedna čestica prolazi kroz model N-tela Andromede. Numerički model N-tela Andromede sadrži tri komponente: disk i centralni oval barionske materije i halo tamne materije. Razlog za ove tri simulacije je provera uticaja dinamičkog trenja i pogodnost korišćenja Čandarsekarove formule, ispitivanjem promene energije čestice i promene radijusa njene putanje. Drugi cilj ovih simulacija je procena mase satelita, zbog zahteva da satelit prođe kroz oblast u kojoj danas posmatramo Veliki Južni tok (tj. kroz posmatračka polja). U prva dva slučaja javlja se mala razlika u energiji i radijusu putanje test čestice, dok se kod trećeg slučaja javlja izrazito veći gubitak energije i radijus putanje čestice naglo opada sa vremenom. Test čestica koja zadovoljava kriterijume prolaska kroz posmatračka polja ima masu u opsegu 10^10 do 10^11 masa Sunca.

Izvršene su numeričke simulacije u kojima su i satelit i Andromeda reprezentovani kao sistemi N-tela. Za masu satelita je uzeta masa dobijena iz prethodnih simulacija pri ispitivanju dinamičkog trenja. Prilikom prolaska satelita, usled dinamičkog trenja i plimskih efekata, dolazi do rasipanja materijala i formiranja toka. Ovim simulacijama su određeni dinamički parametri sudara, koji su uspešno reprodukovali posmatranu orjentaciju toka, kao i merene radijalne brzine duž toka. Odavde je dobijeno i vreme trajanja sudara, koje iznosi između 2,6 i 2,8 milijardi godina. Ispitana je i morfologija satelita, pomoću dva modela N-tela. Patuljasta sferoidna galaksija je predstavljena preko dve komponente: sferno simetrične raspodele barionske materije i haloa tamne materije, dok je patuljasta galaksija sa diskom reprezentovana preko tri komponente: disk i centralni oval barionske materije i halo tamne materije. Ustanovljeno je da model sferoidne patuljaste galaksije zadovoljava posmatračke kriterijume, za razliku od patuljaste galaksije sa diskom, što sugerišu i raniji radovi.

Kosmološki ugaoni moment i stabilnost proto-haloa ultra-lakih aksiona

Nikola Savić*, Luka Jevtović**

*IV razred, Matematička gimnazija, Beograd; **IV razred, XIII beogradska gimnazija, Beograd[poster]

Jedan od modela tamne materije je ultra laka aksionska (ULA) tamna materija koju čine čestice mase od 10^(-23) do 10^(-21) eV/c^2. Zbog ovako male mase, tj. velike de Broljeve talasne dužine reda 1 kpc (za čestice mase ~ 10^(-22) eV/c^2), ona ispoljava kvantno-mehaničke efekte na galaktičkim skalama, koji utiču na formiranje proto-struktura poput haloa, palačinki i filamenata. U analizi stabilnosti struktura koju su izneli Dežak i saradnici (2018), zanemarujući uticaj rotacije, pokazano je da privlačna samo-interakcija čestica, često zanemarivana, daje kritičnu masu iznad koje haloi nisu stabilni. U ovom radu ta analiza je proširena uključivanjem uticaja rotacije. Minimizacijom efektivne potencijalne energije haloa dobijen je izraz za kritičnu masu u zavisnosti od ugaonog momenta haloa, mase čestice i jačine samo-interakcije. U svhu procenjivanja ugaonog momenta, koristili smo kosmološku perturbativnu teoriju u linearnom režimu. Nakon završetka linearne faze evolucije kosmoloških fluktuacija nema razmene materije između regiona od kog nastaje halo sa susednim regionima, jer posmatrani region tada počinje da kolapsira. Stoga se moment impulsa u početnoj fazi nelinearnog režima ne menja znatno. Pokazano je da ugaoni moment igra dominantnu ulogu u stabilizaciji haloa na određenim intervalima masa haloa, u zavisnosti od mase i jačine samo-interakcije ULA čestice.

Analiza dugoročne promene učestalosti sudara planetezimala i planeta u sistemu TRAPPIST-1

Nikola Aničić*

*III razred, III beogradska gimnazija, Beograd[poster]

Usled postojanja veze između položaja snežne linije i prstena planetezimala, ispitana je promena učestalosti sudara planetezimala i planeta sistema TRAPPIST-1. Modelovan je prsten sačinjen iz 1000 planetezimala koji se nalazi u granicama od 0.06 do 0.16 AJ . Sistem je evoluiran u trajanju od 0.5 miliona godina uz pomoć numeričke simulacije. Pokazano je da se orbitalni prostor između 0.06 i 0.07 AJ prazni u prvih 100 hiljada godina, dok je ostatak prstena imao minimalnu evoluciju orbitalnih parametara. Izračunato je da poluživot planetezimala iznosi t_(1/2) = (15.8±1.5)∙10^3 godina. Praćena su tela smeštena unutar rezonance 1:2 sa planetom TRAPPIST-1h na a_(1:2) = 0.09794 AJ, koja ujedno predstavlja i najjaču rezonancu sistema, u periodu od 10 miliona godina sa ciljem određivanja efektivnosti rezonanci kao mehanizam transporta. Posmatrana su tela ekscentriciteta 0.2, što predstavlja malo preko 87% populacije. Utvrđeno je vreme transporta iz prostora zahvaćenog rezonancom do okoline najudaljenije planete u sistemu od T_(e=0.2) = (4.71±0.01)∙10^10 godina. Ovo je zanemarljivo na skalama od značaja tj. vremenska skala reda veličine starosti sistema, koja je trenutno procenjena na (7.6±2.2)∙10^9 godina u radu Burgasser & Mamajek 2017. Rezultati ovog rada pokazali su da nakon prvobitnog pražnjenja, koje se dešava na skalama manjim od 1 Myr, mehanizam rezonanci prouzrokuje veoma spor porast u ekscentricitetu i samim tim nisku stopu transporta planetezimala. Zaključeno je da, nakon pražnjenja, ne postoji mehanizam koji bi dopunjavao planetezimalima regione bliske planetama i da su nakon toga bezbedne od daljih sudara.

Mapiranje elektronske temperature i elektronske koncentracije centra Orion magline upotrebom spektroskopije integralnog polja

Luka Bulaja*

*IV razred, Zrenjaninska gimnazija, Zrenjanin[poster]

U ovom radu određene su mape elektronske temperature T_e i elektronske koncentracije n_e u centru Orion magline. Korišćeni su podaci snimljeni MUSE instrumentom sa VLT-a. Pri snimanju je vidno polje podeljeno na mrežu piksela (spektroskopija integralnog polja) i snimljen je spektar svakog piksela, u domenu od bliskog ultraljubičastog do infracrvenog dela spektra

Za dobijanje T_e i ne koriste se linije dva različita jona, pri čemu je odnos intenziteta linija jednog jona osetljiviji na T_e, a drugog na n_e. Pošto su jednačine za odnose intenziteta linija za ta dva jona spregnute, T_e i n_e dobijaju se iterativnim rešavanjem tih jednačina. Ovde su u jednom slučaju korišćene linije NII (osetljiviji na T_e) i SII (osetljiviji na n_e), a u drugom slučaju linije SIII (osetljiviji na T_e) i SII. Time su određene dve mape T_e i n_e. Na svim mapama uočavaju se poznate strukture koje se vide u centru magline (pr. Dark Bay, Light Bar). Mape ne se malo razlikuju, dok su kod mapa T_e razlike uočljivije.

Za obe mape T_e nacrtana je raspodela (histogram) broja piksela po T_e. Histogrami su blago pomereni jedan u odnosu na drugi, tako da se očitavaju dve različite dominantne temperature (temperature sa najvećim brojem piksela). Na mapi gde je korišćen NII par dominantna T_e je ~9500 K, a na mapi gde je korišćen SIII par dominantna T_e je ~8500 K. Ova razlika je očekivana, jer posmatrani sistem nije idealan i ne ispunjava potpuno uslove pod kojim važe korišćene jednačine.

Svi mereni intenziteti linija su pre računanja T_e i ne korigovani za ekstinkciju prašinom unutar magline. U regionima visoke ekstinkcije nije bilo moguće izmeriti intenzitete linija NII λ 5755 i SIII λ 6312, a samim tim ni izračunati T_e i n_e. U cilju utvrđivanja koja je kombinacija jona efikasnija u određivanju T_e i n_e u delovima sa visokom ekstinkcijom, nacrtane su mape pokrivenosti za obe mape temperature. Poređenjem pokrivenosti ove dve mape utvrđeno je da su u konkretnom slučaju linije NII efikasnije od linija SIII u delovima sa visokom ekstinkcijom gde daju i do 800 puta veću pokrivenost.

Orbitalna dinamika tela pod dejstvom vremenski-periodičnih perturbacija

Milica Stepanović*, Ana-Marija Ćeranić**

*III razred, Zemunska gimnazija, Beograd; **IV razred, I beogradska gimnazija, Beograd[poster]

U ovom radu su razmatrane posledice scenarija u kome je tamna materija jednim delom sačinjena od ultra lakih aksiona (ULA). Ove čestice se mogu makroskopski opisati realnim skalarnim poljem koje periodično osciluje. Glavni cilj ovog rada je razumevanje orbitalne dinamike tela pod dejstvom vremenski periodične perturbacije koja proističe iz takvog polja. Analiziran je uticaj ULA na stabilnost orbita tela čija je dinamika prevashodno diktirana prisustvom centralnog tela. Za određene vrednosti kružnih učestanosti kretanja primećeno je da telo može ući u rezonancu sa oscilovanjem tamne materije, što kao rezultat ima karakteristične promene orbite. Ustanovljena je zavisnost amplituda i perioda pikova rezonanci od parametara koji karakterišu vremenski periodičan potencijal. Produbljivanje započete analize može biti iskorišćeno u perdikciji karakterističnih promena u orbitama S zvezda oko galaktičkog centra. Detekcija takvih promena sugerisala bi postojanje ULA ili omogućila sužavanje opsega parametara koji ih opisuju.

Određivanje parametara globularnog jata M92 pomoću funkcije luminoznosti

Vinka Dakić*

*IV razred, JU SŠC "Jovan Dučić", Teslić [poster]

U ovom radu je ispitan metod određivanja parametara globularnog jata M92(NGC6341) pomoću funkcije luminoznosti. Osnovni parametri jata su metaličnost, starost i udaljenost. U ovom radu su određivani starost i udaljenost, dok je za metaličnost uzeta fiksirana vrijednost. Parametri jata su procjenjeni poređenem sintetičkih funkcija luminoznosti sa funkcijom luminoznosti dobijenom iz posmatračkih podataka. Samo poređenje izvršeno je trima metodama: minimizacijom χ2, Kolmogorov – Smirnovim testom i metodom iz rada Jimenez i Padoan (1996). Metodom minimizacije χ2 je za starost dobijena vrijednost od gyrs, a za udaljenost r=(7.6±1.5)kpc. Kolmogorov – Smirnovim testom su dobijene vrijednosti gyrs i kpc, a metodom iz rada Jimenez I Padoan t=(13.3±0.1)gyrs i r=(7.3±0.1)kpc. Metodom minimizacije χ2 i metodom iz rada Jimenez i Padoan dobijamo vrijednosti koje odgovaraju podacima iz literature, te vidimo da su ove metode pogodne za određivanje parametara, posebno metoda iz rada Jimenez i Padoan jer uz sebe nosi manje greške. Kolmogorov - Smirnov test nije pogodan za određivanje oba parametra istovremeno, jer se starost ne uklapa u očekivani interval.

Analiza verovatnoće nastanka polar-ring galaksija, kao posledice malog sudara, poređenjem sa podacima projekta Illustris

Danilo Ristić*

*IV razred, III beogradska gimnazija, Beograd[poster]

U okviru ovog projekta smo ispitivali mogućnost i verovatnoću nastanka polar-ring galaksija kao posledice malog sudara. Metod koji je korišćen je analiza nastanka polar-ring galaksija pronađenih među podacima Illustris-1 simulacije. Analizom galaksija s kojima su se dobijene polar-ring galaksije sudarale u prošlosti provereno je koliko je učestao fenomen ovog vida nastanka polar-ring galaksija. Primećeno je da je formacija ovog tipa galaksija kao posledice malog sudara znatno učestaliji od nastanka kao posledice velikog sudara.

Uticaj smera rotacije spiralnih galaksija pri sudaru na formiranje elipične galaksije

Katarina Vrhovac*

*III razred, Gimnazija "Uroš Predić", Pančevo[poster]

Sudarom dve spiralne galaksije dolazi do formiranja eliptične galaksije. Potvrđeno je da nastale eliptične galaksije mogu biti boxy i disky tipa. U već postojećim radovima pokazano je kako odnos masa spiralnih galaksija pri sudaru utiče na formiranje različitih tipova eliptičnih galaksija, odnosno na to da li će formirana galaksija biti boxy ili disky tipa. Boxy tip galaksije nastaje pri sudarima spirlnih galaksija jednakih masa, dok sudarom spiralnih galaksija čiji je odnos masa 3:1 nastaje disky tip galaksije. Pri sudaru spiralnih galaksija zvezdani sistemi se mešaju i dinamički zagrevaju. Smer rotacije diska spiralne galaksije takođe ima uticaj na stepen dinamičkog zagrevanja rezultujućeg sistema prilikom takvih interakcija.

Cilj ovog projekta je, putem numeričkih simulacija, istražiti kako smer rotacije dve spiralne galaksije pri sudaru utiče na formiranje eliptične galaksije. Posmatrana su dva slučaja: slučaj korotacije, kada spiralne galaksije rotiraju u istom smeru i slučaj kontrarotacije, kada spiralne galaksije rotiraju u suprotnom smeru. Za izradu numeričkih simulacija korišćena su dva identična modela spiralnih galaksija. Svaka galaksija sačinjena je od po 250 000 čestica. Galaksije su postavljene na međusobnom rastojanju od 200 kpc sa početnom brzinom pri sudaru od 100 km/s. Simulacije sudara puštane su u ravni preko programa Gadget2 na 5 milijardi godina.

Poređeni su sistemi nastali na kraju simulacije sudara u slučaju korotacije i u slučaju kontrarotacije izradom profila gustine, profila brzine i grafika linija koje povezuju tačke iste gustine u xy ravni. Analizom profila gustine nastalih sistema potvrđeno je da postoje razlike u gustini čestica na rastojanjima oko 20 kpc od centra galaksije. Iz prikaza linija koje povezuju tačke iste gustine utvrđeno je da sudarom dve spiralne galaksije koje rotiraju u istom smeru nastaje boxy galaksija, dok sudarom dve spiralne galaksije koje rotiraju u suprotnim smerovima nastaje galaksija disky tipa.

Rukovodilac programa: Dušan Vukadinović