kse_lecture_3_2011_zao

Большое Магелланово Облако

•Наблюдать БМО можно преимущественно в Южном полушарии Земли.

•БМО входит в число одиннадцати известных на сегодня карликовых галактик, обращающихся вокруг нашей Галактики, и является второй по удаленности от нас галактикой после Малого Магелланова Облака.

Секстант A (Irr)

•Спиральные галактики с великолепным рисунком часто наиболее известны.

Внимание в них привлекают расположенные вдоль красивых симметричных спиральных рукавов недавно образованные яркие голубые звездные скопления. Однако в маленьких неправильных галактиках типа этой круглой галактики Секстант A также образуются звезды.

M82 (Irr)

•Предполагается, что причиной необычной структуры этой галактики являются молодые звезды, выбрасывающие газ с образованием пузырей, а также полосы сильно поглощающей пыли.

HCG 87

•Галактики компактной группы Хигсона (HCG) 87. Группа удалена от нас на четыреста миллионов световых лет и видна на небе

в созвездии Козерога. Огромная спиральная галактика, повернутая к нам ребром, большая эллиптическая галактика (как будто в тумане) справа от нее и спиральная галактика вверху картинки принадлежат группе HCG 87.

Сталкивающиеся галактики NGC520

•В настоящее время полагают, что беспорядочная смесь из звезд, газа и пыли, составляющая NGC 520 - это остатки двух отдельных галактик. Объединение данных наблюдений и компьютерного моделирования свидетельствует, что NGC 520 образовалась в результате столкновения двух спиральных галактик. Вероятно, со временем эта система станет гигантской эллиптической галактикой.

Эллиптическая галактика M87

•Эллиптическая галактика M87 находится в центре скопления галактик в созвездии Девы. Она является галактикой, совершенно непохожей на Млечный Путь. Для класса эллиптических галактик M87 также является необычной: по размерам M87 намного больше средней галактики (масса оценивается в 2000-3000 милли-ардов солнечных масс!!!)

и содержит очень большое число шаровых скоплений. Эти шаровые скопления кажутся лишь маленькими точками, окружающими яркий центр M87.

Эволюция Вселенной

В классической физике пространство и время предполагались абсолютными, не подверженным влиянию материи. Как следствие одна из первых физических моделей Вселенной – модель Ньютона – подразумевала в целом стационарную картину Вселенной, звезды которой распределены равномерно, и совершают вполне предсказуемое законами динамики движение. Как следствие возникла концепция детерминированной Вселенной – все события в ней предопределены начальным состоянием и общими законами физики.

Позднее эта модель Вселенной подверглась серьезному пересмотру. Возникновение современной космологии связано с созданием релятивистской теории тяготения - общей теории относительности Эйнштейном (1916). Из уравнений общей теории относительности следует, что пространство-время искривлено и что кривизна эта определяется распределением вещества – его массой (энергией).

Сам Эйнштейн, как и Ньютон, полагал, что Вселенная должна быть стационарна. Однако уже в начале 20-х годов советский математик А.А.Фридман впервые решил уравнения общей теории относительности применительно ко всей Вселенной, не накладывая условия стационарности. Он показал, что Вселенная, заполненная тяготеющим веществом, должна расширяться или сжиматься. Ответ на вопрос «что же происходит на самом деле?» зависит от плотности распределения материи Вселенной:

ρ > 10-29 г/см-3 – закрытая Вселенная (расширение-сжатие)

ρ < 10-29 г/см-3 – открытая Вселенная (неограниченное расширение)

В 1929 году американский астроном Э.Хаббл, обнаруживший чуть ранее в 1924 году красное смещение в спектрах далеких галактик

красное смещение спектральных линий, пришел к выводу: "Далекие

галактики удаляются от нас со скоростью, пропорциональной их расстоянию до нас. Чем дальше галактика, тем больше ее скорость":

v = H * R

Величина Н называется постоянной Хаббла. Наиболее надёжная оценка на 2009 год составляет (74,2 + 3,6) (км/с)/Мпк.