53. Галактики и их скопления. Виды галактик. Наша галактика.

Галактикой называется большая система из звёзд, межзвёздного газа, пыли, и тёмной материи, связанная силами гравитационного взаимодействия.

Существует три основных вида галактик: эллиптические, спиральные и неправильные. 

Эллиптическая галактика (обозначается Е) — класс галактик с чётко выраженной сферической структурой и уменьшающейся к краям яркостью.

Спиральная галактика (обозначается S) — один из основных типов галактик. Они так названы, потому что имеют внутри диска яркие рукава звёздного происхождения.

Неправильные галактики — это галактики, не вписывающиеся в последовательность Хаббла. Чаще всего такие галактики имеют хаотичную форму без ярко выраженного ядра и спиральных ветвей.

Галактика Млечный Путь — гигантская звёздная система, в которой находится, среди прочих, и наша Солнечная система,

Млечный Путь является спиральной галаутикой.

Наша Галактика составляет в поперечнике около 30 тысяч парсек и содержит около 100 миллиардов звёзд.

54. Модели стационарной вселенной: античные, классические, а. Эйнштейна, в де Ситтера.

Космология и космогония существуют уже давно. Цивилизации Двуречья и Древний Египет имели своё представление о вселенной. Первые же более или менее научные предположения о структуре Вселенной можно отнести к периоду Древней Греции. Наиболее распространенной была концепция Пифагора-Аристотеля-Птолемея, согласно которой в центре не имеющей начала во времени Вселенной (космоса) находится Земля, по орбитам вокруг которой вращаются планеты, включая Солнце, а на самом краю того, что для них было Вселенной, они помещали звёзды, вращавшиеся точно так же вокруг Земли, как и планеты и Солнце. Учение Демокрита о бесконечности Вселенной и множественности обитаемых миров имело меньшую популярность.

За столетия улучшенные наблюдения и теории о силе тяжести, позволили Копернику и Ньютону создать гелиоцентрическую модель Вселенной, что помещала Землю на орбиту вокруг Солнца.

Вселенная Изображаемая теорией относительности Эйнштейна, подобна раздувающемуся мыльному пузырю. Она – не его внутренность, а плёнка. Поверхность пузыря двумерна. А пузырь имеет четыре измерения: три пространственных и одно временное.

Модель В. Де Ситтера — класс космологических моделей, решения уравнений общей теории относительности с космологической постоянной, которые описывают вакуумное состояние. Свойства последнего зависят от знака этой постоянной и сильно отличают его от «пустого вакуума». В де Ситтеровских моделях динамика вселенной определяется космологической постоянной, вкладом холодного вещества и излучения пренебрегают. Считается, что реальная Вселенная описывалась моделью де Ситтера на очень ранних стадиях.

55. Модели расширяющейся вселенной (а Фридман, ж Лемтра): замкнутой и открытой. Масштабный фактории и разновидности решения.

Расширение Вселенной — явление, предсказываемое общей теорией относительности и состоящее в однородном и изотропном расширении космического пространства в масштабах всей Вселенной.

Применив общую теорию относительности к Вселенной в целом, Эйнштейн обнаружил, что такого решения уравнений, которому бы соответствовала не меняющаяся со временем Вселенная, не существует. Однако Эйнштейн представлял себе Вселенную как стационарную. Поэтому он ввел в полученные уравнения дополнительное слагаемое, обеспечивающее стационарность Вселенной.       В 1929 году американский астроном Э.Хаббл опубликовал статью "Связь между расстоянием и лучевой скоростью внегалактических туманностей", в которой пришел к выводу: "Далекие галактики уходят от нас со скоростью, пропорциональной удаленности от нас. Чем дальше галактика, тем больше ее скорость": v = Hr, где v - скорость разбегания галактик, r - расстояние до галактики, H - постоянная Хаббла. 

Этот вывод Хаббл получил на основе эмпирического установления определенного физического эффекта - красного смещения, т.е. увеличения длин волн линий в спектре источника.

Согласно современным представлениям наша вселенная есть 4 мерное риманово многообразие. Советский учёный А. А. Фридман впервые решил уравнения общей теории относительности применительно ко всей Вселенной, не накладывая условия стационарности. 

В уравнения Фридмана входит такой параметр как критическая плотность вещества во вселенной. Если плотность вещества во вселенной больше критической, то вселенная открытая, если меньше, то замкнутая или закрытая, а если в точности равна, то пространственно плоское. Закрытую вселенную представить можно в виде двухмерном пространстве - это поверхность земного шара.

Открытая и плоская модели вселенной мало чем отличаются от обычного трехмерного пространства. Открытая же вселенная отличается лишь наличием кривизны пространства.