Светят и греют
Мы выходим ночью из дому и поднимаем взгляд вверх. Что мы видим? Да, конечно, звезды, небо, полное звезд, небо, светлое от звезд. Мир звезд поражает своим разнообразием. Среди них есть звезды-гиганты и звезды-карлики, звезды, любящие общество, и звезды, предпочитающие уединение. Многие звезды образуют так называемые кратные системы из двух или трех звезд, которые обращаются вокруг общего центра тяжести на сравнительно небольшом расстоянии друг от друга. Есть звезды, которые светят в инфракрасном диапазоне и нам не видны. Есть другие, которые сияют в десятки и сотни тысяч раз ярче нашего Солнца. И только по одному параметру — по массе — они не очень сильно различаются между собой: от 0,1 до 100 солнечных масс.
Звезды как люди — они рождаются, взрослеют, старятся и умирают. Но если одни уходят тихо и незаметно, то финал других сопровождается грандиозными космическими катаклизмами. Такие объекты видны на расстоянии во многие миллионы световых лет, а их яркость превосходит человеческое воображение: она превышает силу света сотен миллиардов звезд целой галактики.
Каждой звезде отмерен свой срок. Одни сгорают в считаные миллионы лет — когда по Земле разгуливали динозавры, некоторых таких звезд еще не было на свете. Другие будут жить долго: время жизни звезд, чуть менее массивных, чем Солнце, может достигать 25 млрд лет (вспомним, что со времени Большого взрыва прошло около 14 млрд лет). Солнце зажглось примерно 5 млрд лет назад.
Солнце облетает Галактику за 220 млн лет и уже успело пройти эту траекторию 20 раз.
Итак, мы смотрим в ночное небо. Первое, что бросается в глаза, это отчетливые различия между звездами в блеске и цвете. Для того чтобы зафиксировать это различие, существует термин «звездная величина». По сути дела, абсолютная звездная величина — то же самое, что и светимость звезды (ее обычно выражают в единицах светимости Солнца и обозначают буквой L), то есть полное количество энергии, излучаемое звездой в единицу времени. Мы уже говорили о фантастической светимости Золотой Рыбы в Большом Магеллановом облаке, превосходящей светимость Солнца в 600 тыс. раз. Среди других ярких звезд нашего неба можно упомянуть Антарес (альфа Скорпиона), Бетельгейзе (альфа Ориона) и Ригель (бета Ориона), светимости которых превышают солнечную в 4 тыс., 8 тыс. и 45 тыс. раз соответственно. С другой стороны, светимость карликовых звезд может, в свою очередь, уступать светимости Солнца в тысячи и десятки тысяч раз.
Увидеть разницу в цвете невооруженным глазом удается только у очень ярких звезд. А вот небольшой любительский телескоп или даже приличный полевой бинокль заметно улучшат качество картинки. Скажем, Антарес и Бетельгейзе оказываются красными, Капелла — желтой, Сириус — белым, а Вега — голубовато-белой.
Цвет звезды, а следовательно, и ее спектр определяются температурой ее поверхностных слоев. При температуре 3000–4000 К звезда будет красной, при 6000–7000 К приобретет отчетливый желтоватый оттенок, а горячие звезды с температурой 10 000—12 000 К сияют белым или голубоватым светом.
Принято выделять семь основных спектральных классов, которые обозначают латинскими буквами О, В, A, F, G, К и М. Каждый спектральный класс разбит на 10 подклассов (от 0 до 9, с ростом в сторону уменьшения температуры). Таким образом, звезда со спектром В9 будет ближе по спектральным характеристикам к спектру А2, чем, например, к спектру В1. Звезды классов О — В — голубые (температура поверхности — примерно 100 000—80 000 К), A — F — белые (11 000—7 500 К), G — желтые (примерно 6000 К), К — оранжевые (около 5000 К), М — красные (2000–3000 К).
Наше Солнце относится к спектральному классу G2 (температура его поверхностных слоев — около 6000 К). Таким образом получается, что наше великолепное Солнце по астрономической классификации — всего лишь карлик, желтый карлик! Правда, диаметр Солнца составляет около 1,4 млн км — размеры для «карлика», скажем откровенно, немалые.
Некоторые звезды могут периодически менять свой блеск. Например, цефеиды представляют собой желтые сверхгиганты с температурой поверхности примерно такой же, как у Солнца. Но светят они гораздо ярче, потому что мощность их излучения превосходит солнечную в десятки тысяч раз. Периодическое изменение блеска цефеид связано со сложными физико-химическими процессами в их недрах, поэтому их принято называть истинными, или физическими, переменными. Звезда Мира из созвездия Кита тоже относится к числу истинных переменных, хотя период изменения блеска у нее гораздо больше и составляет примерно 11 мес. (у цефеид — от суток до месяца).
Однако встречаются переменные звезды, колебания блеска которых объясняются совсем иначе. Вот Алголь (бета Персея), звезда, которую в старину называли «глазом дьявола» и «вурдалаком». Ее яркость изменяется на целую звездную величину почти каждые трое суток. Но Алголь — это так называемая «затменная» двойная. Просто вокруг Алголя обращается слабая звезда — второй компонент двойной системы, орбита которой лежит в одной плоскости с земной орбитой. Когда она оказывается между Алголем и Землей на луче зрения земного наблюдателя, то частично его затмевает.
С другой стороны, красные гиганты нагреты относительно слабо, «всего лишь» до 2–3 тыс. градусов. Но суммарная интенсивность светового потока будет весьма значительной по сравнению с Солнцем. Это потому, что красные гиганты — действительно гиганты. Они очень-очень большие. Пусть квадратный километр поверхности, скажем, Бетельгейзе светит относительно слабо, но площадь-то этой звезды на несколько порядков больше, чем Солнца! Поэтому мощность ее излучения во много раз превысит солнечную. В 1920 году удалось измерить диаметр Бетельгейзе. Оказалось, что она почти в 350 раз больше диаметра Солнца и составляет примерно 500 млн км.
Что будет, если Бетельгейзе окажется на месте нашего Солнца? Орбита, например, Марса находится в 220 млн км от Солнца. Все планеты земной группы (Меркурий, Венера, Земля и Марс) просто попали бы внутрь гигантской звезды. Как бы мы тогда писали и читали о Бетельгейзе?
Но не будем спешить. Объем Бетельгейзе в 40 млн раз больше объема Солнца. А ее масса оценивается всего лишь в 12–17 солнечных масс. О чем это говорит? О том, что красный сверхгигант, внутри которого могут поместиться несколько планетных орбит Солнечной системы, — нечто вроде огромного воздушного пузыря. Если средняя плотность солнечного вещества равна примерно 1,4 г/см3 (почти в полтора раза больше плотности воды), то у Бетельгейзе она будет в миллионы раз меньше, чем у воздуха, которым мы дышим. Вот вам и супергигант!
Но Бетельгейзе — еще не самый большой сверхгигант. Встречаются красные сверхгиганты столь невообразимо огромные, что звезды вроде Бетельгейзе рядом с ними просто «карлики в квадрате». Например, эпсилон Возничего. Он является инфракрасным сверхгигантом с поперечником в 3,7 млрд (!) км. Если поместить его на место Солнца, он без труда поглотит первые 6 планет (Меркурий, Венеру, Землю, Марс, Юпитер и Сатурн) и просто заполнит собой Солнечную систему вплоть до орбиты Урана.
Темные и холодные сверхгиганты вроде эпсилона Возничего должны быть пустыми разреженными мирами, ведь их вещество «размазано» по колоссальному объему. Плотность такого вещества мало отличается от плотности пустоты, от плотности вакуума.
Если в «красном» звездном классе М есть сверхгиганты, то, по логике, должны быть и красные карлики, заметно уступающие по массе Солнцу. Но они отнюдь не разреженные пузыри, а полноценные звезды. Они могут быть даже «упитаннее», плотнее нашего Солнца, и довольно существенно. Скажем, красный карлик Крюгер 60В легче Солнца всего впятеро, хотя его объем составляет 1/125 часть нашей звезды. Таким образом, его средняя плотность должна равняться 35 г/см3, что в 25 раз превосходит плотность Солнца (1,4 см3) и в полтора раза — плотность платины. Даже такое твердое небесное тело, как наша родная планета, имеет среднюю плотность порядка 5,5 г/см3 (плотность каменных пород земной коры составляет 2,6 г/см3, а к центру Земли она достигает величины 11,5 г/см3), то есть уступает Крюгеру более чем вшестеро.
Конечно, плотность всех небесных тел (даже исполинских газовых пузырей вроде Бетельгейзе) стремительно растет по направлению к центру. Чтобы Солнце могло стабильно существовать, чтобы не сколлапсировало под действием сил гравитации, плотность его центральных областей должна достигать величин порядка 100 г/см3, что превышает плотность платины в 5 раз. Понятно, что в центре Крюгера 60В эта величина будет раз в 100 больше.
Такие плотные-плотные красные карлики… Что же, в нашей Вселенной нет ничего плотнее? Есть. Это белые карлики. Белые карлики по звездным меркам — очень маленькие и очень горячие звезды. Температура их поверхностных слоев колеблется в широких пределах — от 5000 К у «старых» холодных звезд до 50 000 К у «молодых» и горячих. По массе они вполне сопоставимы с Солнцем, а вот их поперечник, как правило, не превышает диаметра Земли, а он составляет, как нам известно из школьного курса, примерно 12 800 км. Таким образом, их средняя плотность достигает величин порядка 106 г/см3 и превышает плотность нашего Солнца в сотни тысяч раз. Один кубический сантиметр вещества белого карлика может весить несколько тонн!
На сегодняшний день белых карликов обнаружено достаточно много, и по предварительным оценкам на их долю приходится несколько процентов звезд нашей галактики.
Несмотря на чудовищный разброс звездного населения по параметру плотности — от почти полного вакуума до величин, сравнимых с плотностью атомного ядра, массы звезд различаются не очень сильно — от 0,1 до 100 солнечных масс. Таким образом, самая тяжелая звезда массивнее самой легкой всего в тысячу раз. Причем на крайних полюсах шкалы помещается сравнительно немного звездной публики. Масса подавляющего большинства звезд колеблется в пределах 0,2–5 солнечных масс.
Для наглядного представления всех этих звездных отношений рассмотрим следующую плоскую диаграмму.
Диаграмма: спектральный класс — светимость звезд
Астрономы и физики широко ею пользуются как универсальным инструментом, хотя и называют по-разному. На горизонтальной оси этой диаграммы слева направо отложены спектральные классы в порядке убывания температуры, от О до М. На вертикальной оси снизу вверх располагается светимость (или абсолютные звездные величины) по мере ее возрастания. Есть эмпирическая зависимость между температурой и светимостью. Чем звезда ярче, тем она горячее, хотя, конечно, бывают и исключения (вспомните красные супергиганты). Но в среднем эта закономерность работает. Поэтому чем левее лежит спектральный класс исследуемой звезды на горизонтальной оси (следовательно, чем больше ее температура), тем выше она поднимается по вертикальной шкале абсолютных звездных величин (светимости).
Большинство звезд оказываются на диагонали в виде широкой полосы, идущей от верхнего левого угла диаграммы, где лежали горячие и яркие звезды, к нижнему правому углу, населенному холодными и тусклыми красными карликами. Эту широкую диагональную ленту называют главной последовательностью.
Звезды, лежащие на главной последовательности, подчиняются определенным правилам. Например, существует взаимосвязь между температурой звезды и ее радиусом: звезда с определенной температурой поверхности не может быть сколь угодно большой, а значит, и ее светимость тоже находится в определенном интервале значений. Кроме того, светимость связана с массой звезды. Если идти вдоль главной последовательности от спектральных классов О — В до К — М, то масса звезд непрерывно уменьшается. Скажем, у звезд класса О массы достигают нескольких десятков солнечной, тогда как у звезд класса В они не превышают 10 масс Солнца. Наше Солнце, как известно, имеет спектральный класс G2, поэтому оно будет находиться почти в середине главной последовательности, немного ближе к ее правому нижнему краю. У звезд более поздних классов массы заметно меньше солнечной; например, красные карлики спектрального класса М легче Солнца в 10 раз. Физическую причину всех этих закономерностей удалось понять только после создания теории термоядерных реакций.
Однако на главную последовательность попадает далеко не все звездное население. Красные гиганты образуют отдельную ветвь, которая широкой полосой растет от середины главной последовательности и уходит в правый верхний угол диаграммы — с огромной светимостью и низкой температурой поверхности. На фоне основной массы звездного населения гигантов сравнительно немного. А в нижнем левом углу диаграммы разместились белые карлики — горячие звезды с низкой светимостью, что говорит об их очень малых размерах.
В 1972 году американцами был запущен космический аппарат Pioneer-10. На его борту находилось послание внеземным цивилизациям: табличка с изображениями мужчины, женщины и схемы расположения Земли в космосе. Год спустя вслед за ним отправился Pioneer-11. К настоящему времени оба аппарата уже должны были находиться в дальнем космосе. Однако необычным образом их траектории сильно отклонились от расчетных. Что-то начало их тянуть (или толкать), в результате чего они стали двигаться с ускорением. Оно было крошечным — меньше нанометра в секунду, что эквивалентно одной десятимиллиардной доли гравитации на поверхности Земли. Но этого оказалось достаточно, чтобы сместить Pioneer-10 с его траектории на 400 тыс. километров.
Вычислить путь звезды
И красные гиганты, и белые карлики — это своего рода отходы звездного производства, остаточные формы, определенная стадия эволюции звезд, покинувших главную последовательность. А как вообще живут звезды? Каковы этапы звездной жизни? Бывает ли у них детство, юность, зрелость, старость? Как они умирают?
По современным представлениям, звезды рождаются внутри газово-пылевых облаков, которые начинают сжиматься под действием собственных гравитационных сил. Межзвездная среда только на первый взгляд кажется пустым пространством. В действительности она содержит много газа и пыли, которые распределяются весьма неравномерно. Больше всего газа и пыли концентрируется в галактических спиральных рукавах. Здесь и обнаруживаются так называемые ассоциации молодых звезд.
После обособления и уплотнения фрагмента газово-пылевого облака наступает фаза его быстрого сжатия. Плотность сгустка стремительно растет, а его прозрачность неуклонно снижается, поэтому накапливающееся тепло не может его покинуть, и сгусток начинает разогреваться. Радиус такого звездного зародыша намного превосходит радиус Солнца, но он продолжает сжиматься, потому что давление газа и температура внутри облака не в состоянии уравновесить гравитационные силы. Когда температура в центре образования достигает нескольких миллионов градусов, в его недрах вспыхивают термоядерные реакции синтеза. Температура и давление продолжают расти, и наступает такой момент, когда они начинают эффективно противодействовать силам гравитационного сжатия. Вот тогда-то и появляется новая стабильная и полноценная звезда, которая получает свою законную прописку в главной последовательности.
Как и ранняя, инфляционная стадия эволюции Вселенной, «детство» звезды весьма скоротечно. Тяжелые звезды рождаются гораздо быстрее легких. Например, нашему Солнцу потребовалось примерно 30 млн лет, а звезды, втрое превосходящие его по массе, стабилизируются всего за 100 тыс. лет. А вот у красных карликов, масса которых на порядок меньше солнечной, замедленное развитие: процесс растягивается на время порядка сотен миллионов лет. Но и живут такие звезды намного дольше: масса звезды не только определяет обстоятельства ее появления на свет и первые шаги, но и накладывает отпечаток на все последующее ее существование.
Любая звезда представляет собой большой саморегулирующийся ядерный реактор, обеспечивающий длительное и стабильное производство энергии. Имей мы такой, энергетическая проблема была бы окончательно решена! В составе звезды много водорода. Она его, собственно, и сжигает всю свою жизнь. Водород превращается в гелий, а тот, в свою очередь, во все более тяжелые элементы. Например, наше Солнце, дай ему Бог здоровья, прожило на свете около 5 млрд лет, и все еще содержит больше 80 % водорода. Время жизни звезды на главной последовательности (то есть время ее «спокойной» жизни) зависит, в первую очередь, от ее начальной массы. И тут мы все можем быть спокойны: нашему Солнцу предстоит жизнь долгая и размеренная — не меньше той, что оно уже просуществовало. Доктора (только не медики, а физики и астрономы) дают не меньше 5 млрд лет.
Итак, с описанной только что точки зрения, любая звезда — это раскаленный плазменный шар. Бушующие в ее недрах термоядерные реакции играют двоякую роль: во-первых, поддерживают давление и температуру, чтобы звезда не схлопнулась под действием собственной гравитации, как завещал великий Эйнштейн, а во-вторых, снабжают ее тяжелыми элементами. Накопление тяжелых элементов (а без них невозможно возникновение планет земного типа и, по-видимому, жизни) наиболее активно происходит в массивных звездах.
Каждую секунду Солнце становится легче на 4 млн т. Это вещество просто сгорает.
И тут опять спасибо нашему Солнцу! Не случайно на протяжении всей своей истории люди поют ему дифирамбы. Расход водородного топлива, поддерживающий термоядерные реакции синтеза в недрах, неодинаков у разных звезд. Звезды, сравнимые с Солнцем по массе, живут весьма экономно, поэтому запасов водорода им хватит надолго. Красные карлики еще более бережливы. Поэтому и проживут вдвое, а то и втрое-вчетверо дольше даже Солнца. А вот массивные звезды — другое дело: они сжигают свое ядерное водородное топливо весьма расточительно. Поэтому самые тяжелые из них будут находиться на главной последовательности лишь несколько миллионов лет. Что ж, неумеренная жизнь в молодости приводит к ранней старости…
А что такое звездная старость? Это когда выгорает почти весь водород в ядре. Что же происходит тогда? Ядро звезды начинает съеживаться, а его температура стремительно растет. В результате формируется очень плотная и горячая область, состоящая из гелия с небольшой примесью более тяжелых элементов. Газ в подобном состоянии называется вырожденным. В центральной части ядра ядерные реакции практически останавливаются, но довольно активно продолжают протекать на периферии. Звезда быстро разбухает, ее размеры и светимость значительно увеличиваются. Она сходит с главной последовательности и превращается в красный гигант с температурой поверхности около 3000 градусов Кельвина.
Хорошо, пусть водорода уже нет, но есть еще гелиевые термоядерные реакции. В центральных областях распухшей звезды гелий продолжает трансформироваться в углерод и кислород вплоть до самых тяжелых элементов. Но вот гелий тоже заканчивается. И здесь снова все решает первоначальная масса звезды. Если она была небольшой, вроде нашего Солнца, внешние слои сбрасываются, образуя планетарную туманность (разлетающееся облако газа), в центре которой загорается уже знакомый нам белый карлик — горячая звезда размером примерно с Землю и с массой порядка массы Солнца. Средняя плотность вещества белого карлика составляет 106 г/см3.
Белый карлик — это, по сути, умершая звезда. Все ядерное топливо сожжено, никаких реакций. Но объект продолжает излучать, а давление внутри него все еще с успехом противостоит собственной гравитации. Откуда это давление берется? Здесь вступают в дело уже знакомые нам своей парадоксальностью законы квантового мира. Под действием гравитации вещество белого карлика уплотняется настолько, что атомные ядра буквально втискиваются внутрь электронных оболочек соседних атомов. Электроны утрачивают интимную связь со своими родными атомами и начинают свободно путешествовать в межатомных пустотах по всему пространству звезды, в то время как голые ядра образуют устойчивую жесткую систему — некое подобие кристаллической решетки. Такое состояние называется вырожденным электронным газом, и хотя белый карлик продолжает остывать, средняя скорость электронов не уменьшается. Квантовая теория говорит, что электроны в электронном газе будут двигаться очень быстро. Такое квантово-механическое движение никак не связано с температурой вещества, оно создает давление, называемое давлением вырожденного электронного газа. И вот как раз эта сила уравновешивает у белых карликов силу собственной гравитации.
Постепенно остывающие образования, внутри которых весь водород выгорел, а ядерные реакции прекратились… Между прочим, в отдаленном будущем такая участь постигнет и Солнце. Примерно через 5–6 млрд лет наша родная звезда сожжет весь водород и превратится в красного гиганта. Его светимость вырастет в сотни раз, а радиус — в десятки. Жить на Земле в это время будет не слишком комфортно, так как температура у поверхности станет порядка 500 °C, а атмосфера сгорит. Так наше светило проживет несколько сотен миллионов лет, а потом сбросит периферийные оболочки и станет белым карликом.
Фотон добирается из центра Солнца к его поверхности 40 тыс. лет, а оттуда до Земли — 8,3 минуты.
Если же масса звезды была велика — превышала массу Солнца в 10 и более раз — в центре ее формируется ядро, состоящее из тяжелых элементов, окруженных более легкими слоями. В какой-то момент такое ядро теряет устойчивость и начинается гравитационный коллапс — катастрофическое свертывание звезды внутрь себя. Этот процесс необратим и неумолим. В зависимости от массы ядра его центральная часть либо превращается в сверхплотный объект — нейтронную звезду, либо коллапсирует до конца, образуя черную дыру. Чудовищная гравитационная энергия, которая выделяется в ходе сжатия, срывает оболочку и внешнюю часть ядра, выбрасывая их наружу с молниеподобной скоростью. Происходит грандиозный взрыв. Это то, что называется взрывом сверхновой. Нам не известны космические катаклизмы более масштабные, чем вспышки сверхновых. В течение некоторого времени такая звезда светит ярче целой галактики. Постепенно сброшенная газовая оболочка остынет и затормозится, а со временем сформирует газово-пылевое облако, в котором будет много тяжелых элементов. Когда это облако начнет конденсироваться под действием гравитационных сил, внутри него может вспыхнуть новая звезда. Подобные звезды, родившиеся на руинах прежних, принято называть звездами второго поколения, и наше Солнце, похоже, как раз относится именно к их числу.
Таким образом, в природе наблюдается некоторая преемственность: массивные звезды первого поколения гибнут, обогащая межзвездное пространство тяжелыми элементами, служащими строительным материалом для звезд второго поколения. Все химические элементы тяжелее гелия образовались в звездных недрах в ходе термоядерного синтеза, а самые тяжелые элементы возникли при вспышках сверхновых. Все, что нас окружает на Земле, да и сама Земля — это звездное вещество, доставшееся нам в наследство.
Новые и сверхновые
Вспышка сверхновой — довольно редкое явление. За последнюю тысячу лет в нашей галактике вспыхнуло всего три сверхновые — в 1054, 1572 и в 1604 годах. Сверхновую 1572 года, вспыхнувшую в созвездии Кассиопеи, наблюдал датский астроном Тихо Браге. В период максимума своего блеска она сияла ярче Венеры. Сверхновая 1604 года уступала в яркости звезде Тихо Браге, но все же и она в максимуме блеска соперничала с Юпитером. Она зажглась в созвездии Змееносца, и ее наблюдали Иоганн Кеплер и Галилео Галилей. Что касается сверхновой 1054 года, то о ней сохранились упоминания в китайских хрониках, из которых следует, что она была видна даже днем, а в максимуме блеска многократно превосходила Венеру. Сегодня считается, что Крабовидная туманность в созвездии Тельца и находящийся в ней пульсар — быстро вращающаяся нейтронная звезда — являются остатками сверхновой 1054 года.
Правда, «редкость» — понятие очень подозрительное, если иметь в виду астрономию и космологию. Редкие взрывы сверхновых сегодня обнаруживают все чаще и чаще. В этом ничего нет странного. Вселенная ведь очень большая, и если некоторое событие повторяется, то таких повторов тоже будет много. Галактик насчитывается десятки миллиардов, и где-нибудь сверхновая обязательно вспыхивает. А наблюдательная техника-то становится все совершеннее!
Выделяют два основных типа сверхновых в зависимости от характера спектра: если в спектре вспышки нет линий водорода, сверхновую относят к типу I, а если водород есть — к типу II. Сверхновые типа I — старые, не очень массивные звезды, вспыхивающие как в эллиптических, так и в спиральных галактиках. Мощность излучения сверхновых этого типа особенно велика. Сверхновые типа II связывают с молодыми массивными звездами, быстро прошедшими все стадии эволюции. Их обнаруживают в рукавах спиральных галактик, где продолжают идти процессы звездообразования, а в эллиптических галактиках они не вспыхивают никогда.
Естественная логика говорит нам: если есть «сверхновые» то должны быть просто «новые». И да, они действительно существуют. Они также вспыхивают, и вспыхивают потому, что взрываются. Новые звезды вспыхивают сравнительно часто (около 100 вспышек в год только в нашей галактике), мощность излучения этих звезд в тысячи и десятки тысяч раз меньше. Все без исключения новые являются тесными двойными системами, как правило, состоящими из белого карлика и нормальной звезды. Если в такой новой звезде что-то взрывается, то это обычно белый карлик. Из-за близости между компонентами двойной системы вещество поверхностных слоев спутника перетекает на белый карлик, и когда его накапливается много, термоядерные реакции могут зажечься вновь. Процесс носит вспышечный характер и напоминает взрыв гигантской водородной бомбы. На протяжении нескольких часов или суток звезда достигает максимума блеска, а затем долгие месяцы или даже годы медленно угасает. Масса сброшенной оболочки всегда значительно меньше массы самой звезды, так что она не разрушается при взрыве, как сверхновая. Принято считать, что новые теряют 1/100 000 своей массы, тогда как у сверхновых типа I это где-то между 1/10 и 9/10 массы, а у сверхновых типа II — от 1/100 до 1/10 массы. По прошествии определенного времени новая звезда может вспыхнуть повторно (иногда это происходит скоро даже по человеческим меркам — через несколько десятилетий). Сверхновые звезды повторно не зажигаются никогда.
При соприкосновении двух кусочков металла в космосе они сольются друг с другом, если на их поверхности не будет окислов. На Земле такого не происходит, потому что в атмосфере на поверхности сразу образуются оксиды.
Новые, сверхновые, а теперь — нейтронные
После катастрофического взрыва массивной сверхновой остается крохотный сгусток чудовищной плотности — нейтронная звезда. Белый карлик состоит из вырожденного электронного газа, который образуется, когда атомы вдвигаются в другие атомы и их электроны становятся общими. С нейтронной звездой — еще хуже! Гравитационное сжатие при взрыве сверхновой оказывается столь сильным, что части атомов вдвигаются друг в друга. А из чего состоит атом? Из ядра, в котором протоны, и из оболочек, на которых сидят электроны. Протоны, как известно, положительно заряжены, электроны — отрицательно. Так вот из-за чудовищной гравитации электроны сгоняются со своих орбит и «втискиваются» в протоны. В результате этих теснейших отношений получаются нейтроны — тяжелые, нейтральные в отношении электрического заряда частицы. Кроме нейтронов в нейтронной звезде почти ничего нет (только немножко протонов и электронов). Из-за этого масса нейтронной звезды очень велика. Кроме того, в нейтронной звезде чрезвычайно тесно. Давление в центре достигает огромных значений — может в несколько раз превышать плотность атомного ядра. Можно сказать, что нейтронная звезда представляет собой сплошное атомное ядро, причем изрядной даже по ядерным меркам плотности.
Плотность нейтронной звезды оценивается в 5 × 1015 г/см3. Что это значит? Это значит, что кубик вещества нейтронной звезды со стороной 1 см весит несколько миллиардов тонн! Или скажем иначе: при массе в два Солнца нейтронная звезда будет иметь размеры всего лишь 10–15 км в диаметре! Такая сверхувесистая малютка.
Структура нейтронной звезды сложна и плохо изучена. Как ведет себя вещество при плотностях, превосходящих ядерную? Есть несколько моделей, описывающих строение нейтронных звезд, но общепризнанной и стопроцентно достоверной картины нет. В чем точно уверены ученые, так это в том, что нейтронная звезда похожа по структуре на слоеный пирог. Поверхностный слой — это плазма, захватывающая прилетающие из космоса частицы. Далее идет слой, имеющий кристаллическую структуру, а вслед за ним — слой из тяжелых ядер, нейтронов и электронов. Еще глубже располагаются плотно упакованные нейтроны, а в самом центре находится ядро из так называемой кварк-глюонной плазмы. По направлению от поверхности к центру плотность возрастает от 4,3 × 1011 г/см3 до 1,2 × 1015 г/см3.
Нерешенным остается вопрос о внутреннем ядре. Никто точно не знает, что его составляет, как это «нечто» устроено и что вообще такое кварк-глюонная плазма. Кварки — это субъядерные частицы. Они появляются в современных теориях элементарных частиц. Из кварков составляются частицы (протоны, нейтроны), из которых состоят сами атомы. Греческое слово «атом», означающее «неделимый», здесь терпит фиаско. Правда, с понятием «состоять из» здесь тоже большие проблемы. Вспомним соотношение неопределенностей Гейзенберга из предыдущей главы: в квантовом мире элементарных частиц все одновременно во всем и каждое в каждом другом.
Земная сила тяжести сжимает человеческий позвоночник, поэтому, когда астронавт попадает в космос, он подрастает приблизительно на 5,08 см. В то же самое время его сердце сжимается, уменьшаясь в объеме, и начинает качать меньше крови. Это ответная реакция тела на уменьшение давления.
Так вот, известно, что нейтроны и протоны «состоят» из кварковых триплетов — по три кварка в каждом. И есть данные, свидетельствующие о том, что нейтронная материя может превращаться в кварковую во внутреннем ядре нейтронной звезды. Кварки — страстные, можно даже сказать, сладострастные коллективисты: сила их взаимодействия увеличивается с расстоянием, а не уменьшается, как обычно: чем дальше оттягиваешь кварки друг от друга, тем больше сила. Поэтому при не очень высокой плотности кварки как раз очень плотно удерживаются внутри нейтрона. Но в центре нейтронной звезды плотность, как мы видели, нереально высока. И кварки ослабляют свои объятия (кварковые триплеты разваливаются), начинают свободно путешествовать внутри сверхплотной области. В таком случае вещество следует рассматривать как кварковый газ или жидкость.
Таким образом, перед нами модель, в соответствии с которой сначала рождается обычная нейтронная звезда, а после того как вещество в ее недрах совершит переход в кварковое состояние, она превращается в кварковую звезду. Таких моделей существует целый класс, но полной ясности в данном вопросе пока нет.
Пульсары
Обнаружить нейтронную звезду путем оптических наблюдений невозможно. Судите сами. Ядерные реакции внутри нейтронной звезды не идут, поэтому она ничего не излучает и не светит. Кроме того, нейтронная звезда астрономически так мала по площади, что даже если бы она светилась как 100 солнц, ее бы все равно никто не заметил даже в самый мощный телескоп. Но, может, тогда нейтронная звезда — плод буйного воображения физиков-теоретиков? Нет, существование нейтронных звезд имеет экспериментальное подтверждение.
Как известно, небесные тела не пребывают в величественном покое, а вращаются вокруг своей оси под действием гравитации. Если взять звезду с параметрами нашего Солнца (диаметр около 1,4 млн км и период обращения вокруг оси 25 суток) и спрессовать ее вещество в объеме с радиусом около 10 км, то скорость осевого вращения при условии сохранения массы чудовищно увеличится — примерно в 100 тыс. раз. А период вращения в миллиарды раз уменьшится и составит тысячные доли секунды. Это очень-очень малая, до странности малая величина для астрономических тел! Но объект в Крабовидной туманности совершает 30 оборотов в секунду, а объект в созвездии Лисички имеет период 0,00155 с. Понятно, что столь быстро вращаться могут только такие тела, линейные размеры которых измеряются десятками километров.
Теперь далее. Как же это понимать, что упомянутые объекты вращаются вокруг своей оси с сумасшедшей скоростью? На них что, отправили кандидатов в отряд космонавтов, чтобы их там хорошенько покрутило-повертело, как на центрифуге в центре космической подготовки: кто выдержит, того и возьмем в космонавты? Нет, туда же нужно лететь через всю Метагалактику, и для этого нужно уже быть космонавтом. Все это, по крайней мере, нелогично. Зато известно, что верхний слой нейтронной звезды должен представлять собой плазму, пронизанную мощным магнитным полем. Заряженные частицы двигаются вдоль силовых линий и в конце концов оказываются в области магнитных полюсов, откуда выбрасываются узконаправленные пучки частиц с высокой энергией — так называемые джеты (от англ. jet — струя). Известно также, что сжатие звезды приводит к увеличению ее магнитного поля, поэтому, зная его среднее значение для обычных звезд, можно вычислить, каким оно окажется у нейтронной звезды. Расчеты показывают, что магнитное поле вырастет в 1012 раз и составит колоссальную величину 108–109 тесла.
Таким образом, если нейтронная звезда вращается, то она должна излучать. А если она вращается быстро, то излучать должна очень интенсивно, поскольку быстрое вращение придает вылетающим частицам дополнительную энергию. И еще она должна вращаться в очень-очень частом и строгом по периоду импульсном режиме. Как раз такие источники излучения были обнаружены и продолжают обнаруживаться радиоастрономами. Их отождествили с вращающимися нейтронными звездами и красиво назвали пульсарами. Впоследствии кроме радиопульсаров (то есть объектов, излучающих в радиодиапазоне) были обнаружены рентгеновские пульсары, а также источники мощного потока гамма-излучения (МПГ— источники) с той же самой строгой периодичностью.
Рентгеновские пульсары обычно являются компонентами тесных двойных систем. Вещество звезды-соседки перетекает на его поверхность под действием сил гравитации (это явление называется аккрецией), откуда и черпают энергию вылетающие фотоны. Однако излучать в рентгеновском диапазоне могут и одиночные нейтронные звезды.
В 90-х годах XX века были обнаружены семь нейтронных звезд с экстремально большим отношением рентгеновского потока излучения к излучению света. Все дело, по-видимому, в том, что нейтронные звезды рождаются очень горячими (температура поверхности составляет порядка миллиарда градусов), а затем постепенно остывают, но даже через сотни тысяч лет после рождения их температура может превышать миллион градусов. Поэтому, вероятнее всего, мы видим когорту молодых нейтронных звезд. Все они расположены сравнительно недалеко от Земли (примерно 120 парсек). Это так называемый пояс Гулда.
Поскольку Солнце сжигает запасы водородного топлива, выделяющаяся энергия, поддерживающая ядро, имеет тенденцию к исчерпанию, заставляя Солнце сжиматься. Это увеличивает давление в его недрах и нагревает ядро, таким образом ускоряя сжигание топлива. В результате Солнце становится ярче на примерно 10 % каждые 1,1 млрд лет, и в течение следующих 3,5 млрд лет станет еще на 40 % ярче.
Она черная, страшная и странная — просто черная дыра
На закате своей жизни звезда сбрасывает газовую оболочку, а ее ядро начинает стремительно сжиматься. И, как мы уже говорили, здесь все зависит от массы. Если масса ядра меньше 1,4 массы Солнца, гравитационный коллапс остановится на стадии белого карлика. Если масса ядра находится в пределах 1,4–3,0 солнечной массы, ядро сколлапсирует в нейтронную звезду. Но если ядро еще массивнее (более трех масс Солнца)… образуется в высшей степени экзотический и загадочный объект современной астрономии и космологии — черная дыра. Критическую величину в 1,4 массы Солнца принято называть пределом Чандрасекара, по имени индийского физика-теоретика, рассчитавшего этот параметр.
Под черной дырой следует понимать область пространства-времени, полностью закрытую для внешнего наблюдателя. Не то что материальное тело, даже световые волны не могут выйти за пределы этой области: чудовищная гравитация не выпускает! Это же касается любого излучения, в любом диапазоне. Черной дыре просто нечем светить, блестеть. Поэтому она — черная, выглядит как абсолютный физический провал, ей нечем обмениваться с внешним миром.
Путь внутрь черной дыры — путешествие с билетом в один конец: любой предмет, падающий туда, исчезает. Вспомним наши школьные годы: учитель физики рассказывает на уроках про космические скорости. Первая космическая скорость — это скорость, которую нужно сообщить предмету для того, чтобы он не падал на Землю. Вот яблоко падает, камень падает, даже мы сами можем споткнуться и упасть, а по телевизору говорят, что такой-то космический аппарат стартовал с космодрома такого-то и «вышел на орбиту». То есть он стал спутником Земли, вертится вокруг нее, но не падает. Чем массивнее тело, тем больше энергии надо затратить, чтобы оторваться от его поверхности.
Чтобы разорвать силу земного притяжения, то есть покинуть околоземную орбиту, требуется развить скорость 11,2 км/с. Эта величина называется второй космической скоростью, или скоростью убегания. Если объект движется с такой скоростью, то можно быть уверенным, что он не только не будет падать, но сможет убежать от Земли прочь, покинуть ее навсегда. На поверхности Солнца скорость убегания будет, конечно, больше (поскольку Солнце гораздо массивнее Земли) — где-то 700 км/с. Но когда скорость убегания преодолевает критический предел — скорость света… все, последний поезд ушел: возникает черная дыра, ибо, согласно ОТО, бóльшую скорость никакой материальный объект иметь не способен, а поэтому покинуть внутреннюю область черной дыры никому и ничему никак не удастся.
Почему же тогда массивные звезды, гораздо более массивные, чем наше коллапсирующее ядро, запросто излучают свет? «А был ли мальчик, может быть, мальчика-то и не было?» Ответ прост. Мальчик должен быть не просто очень толстым. Он должен быть очень толстым и очень-очень маленьким. Важна не просто масса, важен объем пространства, в который масса «втиснута».
Все что угодно может стать черной дырой. Для этого нужно это «что-то» просто очень-очень сильно сжимать. Если бы мы стали сжимать Землю, бережно сохраняя ее полную массу, то увидели бы, что вторая космическая скорость неуклонно растет, хотя масса планеты не меняется. Когда радиус Земли уменьшится до 9 мм, а плотность ее вещества вырастет до 1027 г/см3 (это больше плотности атомного ядра не в два, не в три раза, а в такое число раз, что в нем 13 нулей — на 13 порядков, как говорят ученые), скорость убегания на ее поверхности сравняется со скоростью света. После этого Землю уже не нужно будет сдавливать: с этого момента планета начнет просто-таки неудержимо коллапсировать самостоятельно, и на ее месте в конце концов образуется мини-черная дыра. «Мини», но точно такая же черная, как и большая, как любая другая. Черная, странная и загадочная. А термин «черная дыра» ввел в научный обиход американский физик Джон Уилер в 1969 году.
Численное значение радиуса, при котором скорость света уравнивается со второй космической скоростью, нетрудно рассчитать для любого тела, если известна его масса. Эту величину принято называть гравитационным радиусом (rg), и она вычисляется по формуле rg = 2GM/c2, где G — это просто постоянный коэффициент, число, а с — скорость света в пустоте. В случае Земли, как говорилось выше, гравитационный радиус составит 9 мм, для Солнца он будет равен 3 км, а очень массивные тела (порядка нескольких миллиардов масс Солнца) будут иметь гравитационный радиус, превосходящий размеры Солнечной системы. Такие сверхмассивные черные дыры, как считают ученые, встречаются в ядрах спиральных галактик.
Черная дыра — странный объект. Внутри нее нет никакого вещества. Почему? Потому что она состоит из пустоты, из физического вакуума. Впрочем, в прошлой главе мы убедились, что вакуум не так уж пуст. А центр черной дыры — это сингулярность. По сути, такая же, как сингулярность классической космологии — точка начала нашей вселенной. В сингулярности сосредоточена вся масса черной дыры. Но мы же знаем уже, что пустота имеет вес!
На самом деле, никаких чудес — просто квантовая теория. Для точного объяснения того, что происходит в центре черной дыры, нужна теория квантовой гравитации. Пространство и время описываются там в терминах квантовых флуктуаций, так что сама структура того и другого меняется в течение каждого планковского интервала времени — 10–43 с, в планковском объеме — 10–99 см, а плотность энергии этого пространственно-временного кипения тоже планковская, предельно большая, больше просто не бывает: 1093 г/см3. Со всеми этими величинами вы, впрочем, уже знакомы.
Если вокруг черной дыры на расстоянии ее гравитационного радиуса обозначить условную сферу, то мы получим некую физическую границу, не условную, а вполне реальную, называемую горизонтом событий, или сферой Шварцшильда, по имени ее первооткрывателя. Конечно, сфера Шварцшильда — это не экран из вещества. Это гравитационный экран. Все, что находится под горизонтом событий, принципиально недоступно наблюдению — гравитация не выпускает.
Согласно ОТО (а у нас, как мы знаем, нет причин сомневаться в ее правильности), ход времени зависит от силы тяжести. Чем массивнее тело, тем медленнее течет время на его поверхности. Вот мы сидим в нашем уютном звездолете, у иллюминатора, или даже дома, в нашем любимом кресле, у окна и наблюдаем черную дыру и ее окрестности. Мы бросаем взгляд на свои часы — и что же мы видим? По мере приближения к горизонту событий время любых событий будет замедляться. А для событий на границе сферы Шварцшильда время по показаниям наших часов останавливается вовсе.
В этом месте объяснений обычно приводят пример незадачливого путешественника, оказавшегося в окрестностях черной дыры.
Итак, есть путешественник (назовем его для определенности Петром), который отправляется к черной дыре. Есть его товарищ (мы станем звать его Павлом), который наблюдает за Петром с некоторого безопасного расстояния. Петр и Павел — апостолы науки. Что же они увидят, тот и другой?
Павел обнаружит, что скорость Петра по мере приближения к горизонту событий стремится к полному нулю. Он приближается к черной дыре все медленнее и медленнее, пока совсем не останавливается на линии горизонта. Далее, когда бы Павел ни поинтересовался, что же там делает Петр, он всякий раз будет отмечать, что с Петром ничего не происходит, он все висит и висит неподвижно на границе сферы Шварцшильда. Павел так и не увидит, как Петр пересечет горизонт! Правда, Павел увидит, как Петр будет все сильнее и сильнее отливать красным, как Солнце на закате, затем образ Петра будет меркнуть, тускнеть, пока вовсе не исчезнет.
Теперь посмотрим на происходящее глазами Петра. Приближаясь к черной дыре, он не наткнется ни на какие границы и без труда пересечет горизонт событий. Ну а дальше… Скорее всего, еще до того, как наш храбрый, но некомпетентный Петр увидит что-нибудь интересное, он будет разорван на части или растянут, благодаря так называемому приливному эффекту. Дело в том, что гравитационное поле разнится в зависимости от расстояния до массивного объекта: часть, которая ближе к его центру, притягивается сильнее. Чем плотность объекта больше, тем гравитация сильнее и тем больше разница между гравитационными силами, действующими, скажем, на ноги и голову нашего Петра. Черная дыра очень плотная. Следовательно, ее гравитация очень велика и эффект из-за этой разницы будет существенен на расстояниях, которые сравнимы с ростом человека. Да, да, наш Петр просто превратится в спагетти! Для приливного растяжения в черной дыре даже существует особый термин — spaghetification («спагеттификация»). Более того, расстояние, на котором уже существенен приливной эффект, по мере продвижения к центру черной дыры очень быстро уменьшается. Бедный Петр все равно «спагеттизируется», если не целиком, от носа к пяткам, то, так сказать, «помолекулярно»; он будет похож не на одну большую макаронину, а на порцию спагетти. Но ему это уже будет безразлично.
Но главный драматический момент состоит в том, что ни поведать о своих впечатлениях от увиденного под горизонтом черной дыры, ни позвать на помощь наш бедный Петр не сможет. Принципиально не сможет: никакая информация не способна преодолеть горизонт черной дыры в обратном направлении, от центра! Ну, если только носитель информации будет квантовый — но это уже по части научной фантастики.
И все же, перед тем как «спагеттизироваться», что же Петр увидит? По мере приближения к черной дыре он заметит, что вид неба странным образом искажается, как будто оно уменьшается в размерах и искривляется. Затем абсолютная чернота черной дыры начнет перекрывать обзор. Так Петр пересечет то, что называется «фотонной сферой». На этом расстоянии от горизонта событий свет еще не втягивается в черную дыру, но и не может уже от нее оторваться вследствие гравитации. Фотоны света крутятся вокруг черной дыры по орбите, подобно орбитальному спутнику Земли. Поэтому, глядя вперед или немного в сторону, Петр мог бы видеть собственный затылок: свет, отраженный от его затылка, обернется вокруг черной дыры, вернется обратно и попадет на его сетчатку. Затем, по мере приближения к центру, Петр увидит, как позади него все небо уменьшается в размерах и стягивается в точку. Впрочем, если черная дыра была достаточно большой, то на горизонте событий Петр может довольно сносно и даже комфортно провести еще несколько часов. Затем станет очень больно.
А что будет потом? Никто точно не знает. Конечно, Петра уже не будет в живых. Но элементарные частицы, из которых состояло его тело на квантовом уровне, могут появиться где-нибудь в нашей вселенной или в какой-то другой вселенной классического типа, или утонуть в море инфлирующего вакуума. Некоторые ученые считают, что если черная дыра движется, она может породить то, что в астрофизике называется wormholes — «червоточина». По сути, червоточина — это магистраль квантового тунеллирования, о котором речь шла в предыдущей главе. Частицы, из которых раньше состоял Петр, могут внезапно оказаться в точке пространства, где они никак не могли бы оказаться, двигаясь по нему даже со скоростью света! Возьмем обычный лист бумаги и отметим самые далекие друг от друга точки. Но если мы согнем наш лист и приложим эти точки одна к другой, расстояние между ними сократится до нуля! Что-то подобное происходит и в случае с червоточиной.
Все без исключения черные дыры неразличимы: каковы бы ни были начальные условия их формирования, в итоге всегда одно и то же. Любая черная дыра характеризуется всего лишь тремя параметрами: массой, угловым моментом (спином) и электрическим зарядом. И все, что в нее проваливается, тоже утрачивает индивидуальные характеристики.
Если еще 20–30 лет назад черные дыры считались изящной теоретической спекуляцией, а в их реальном существовании было позволительно сомневаться, то сегодня 99 % астрофизиков убеждены, что черные дыры уже открыты. К настоящему времени обнаружено свыше 20 рентгеновских объектов в маломассивных двойных системах, которые считаются кандидатами в черные дыры. Если же к этому списку добавить сверхмассивные черные дыры в ядрах галактик, то насчитаем их более трех сотен.
В некотором смысле черные дыры — создатели галактик, так как они тянут планеты и звезды к спиральному центру. У каждой галактики есть черная дыра, и иногда галактики сталкиваются вместе из-за гравитации более крупных черных дыр.
Все подобные объекты можно разделить на три типа: 1) черные дыры с массой от 3 до 50 солнечных масс, представляющие собой продукт эволюции массивных звезд; 2) сверхмассивные черные дыры в ядрах галактик, достигающие 106–109 масс Солнца; 3) так называемые первичные черные дыры, образовавшиеся на ранних стадиях Вселенной. Своим появлением на свет они обязаны локальным деформациям метрики пространства-времени в первые моменты после Большого взрыва, задолго до того, как зажглись первые звезды. Поскольку черные дыры постепенно «испаряются» (это доказал Стивен Хокинг), до наших дней могли дожить первичные черные дыры только с массой более 1012 кг.
Звезды — существа социальные
Звезды не распределяются в пространстве равномерно, а образуют более или менее компактные структуры — галактики. Те, в свою очередь, входят в состав скоплений и сверхскоплений, простирающихся на десятки миллионов световых лет. Наша галактика Млечный Путь является одним из таких звездных сообществ и насчитывает 200, а может быть, даже 400 млрд звезд.
В любой галактике принято выделять ядро, или балдж (от англ. bulge — «выпуклость, вздутие»), диск и галó (галактическую корону). Ядро представляет собой компактный сферический компонент, окружающий галактический центр. Масса его оценивается в 20 млрд солнечных масс. А в центре — сверхмассивная черная дыра с массой от двух до трех миллионов масс Солнца. Около центра галактики звезды располагаются очень плотно. Для сравнения: если в окрестностях Солнца на 50 кубических световых лет приходится всего одна звезда, то в центре Млечного Пути всего лишь в объеме, равном 3 кубическим световым годам, содержится примерно 10 тыс. звезд. По мере удаления от центра плотность звезд падает.
Более половины массы галактики (около 60 млрд масс Солнца) приходится на плоский диск, внутри которого выделяют тонкую и толстую часть. Поперечник галактического диска составляет 100 тыс. световых лет, или 30 килопарсек (30 кпк), а его толщина колеблется в широких пределах — от 300 до 3 тыс. световых лет. В области центра он тоньше, а к периферии заметно расширяется. Галактический диск неверно представлять себе как сплошную гомогенную структуру наподобие колеса: он распадается на спиральные рукава. Солнце расположено в 26 тыс. световых лет от центра галактики и совершает вокруг него полный оборот за 220 млн лет, преодолевая примерно 250 км/с. Иногда говорят, что один оборот вокруг центра — это галактический год, и выходит, что возраст Солнечной системы составляет 20 галактических лет.
Кроме плоского диска и центрального компонента в области ядра, галактика обладает сферическим гало, которое окутывает галактическую линзу наподобие облака и в основном состоит из разреженного горячего газа, звезд и темной материи. Помимо шаровых скоплений и одиночных звезд, в галактической короне обнаруживаются газовые облака и карликовые галактики.
Общепринятую классификацию галактик составил Эдвин Хаббл. Помните Эдвина Хаббла? Это он открыл и экспериментально показал, что галактики разбегаются, и значит, наша Вселенная расширяется.
Млечный Путь относится к числу спиральных галактик, которые обозначают буквой S (от англ. spiral). Все спиральные галактики состоят из сферического и плоского компонентов, то есть из ядра и диска, причем диск имеет выраженную спиральную структуру. Как правило, основных спиральных рукавов бывает два, но может быть и больше.
В зависимости от формы спиральных ветвей и размеров балджа внутри галактик типа S выделяют несколько подтипов: Sa, Sb, Sc и Sd. В этом ряду спиральные ветви становятся все более тонкими, а размер ядра уменьшается. Спиральные рукава тоже могут быть ориентированы по-разному: в одних случаях они начинаются непосредственно от ядра, а в других цепляются за концы бара — толстой звездной перемычки, пересекающей центральную часть галактики. В таком случае галактика попадает в категорию Sb (spiral + bar). Галактики с баром подразделяются на те же самые четыре подвида. Наш Млечный Путь вроде бы тоже обладает небольшой перемычкой, крайние точки которой отстоят на 3–4 кпк от центра, а по строению спиральных ветвей и размерам балджа занимает промежуточное положение между подтипами b и с.
Спиральных галактик больше других (свыше 50 %), а среди этих других принято выделять галактики эллиптические, линзовидные и неправильные. Эллиптические галактики почти не содержат межзвездного газа и не имеют плоского диска. По сути дела, они представляют собой одно сплошное ядро, форма которого варьируется в широких пределах: от практически идеального шара до эллипсоида различной степени сплюснутости. Хаббл присвоил им литеру Е (elliptical), а степень уплощенности выражал в арабских цифрах. Таким образом, туманность ЕО будет шаровидной галактикой, а Е7 приобретет форму веретена. Линзовидные галактики обозначаются латинской буквой L (от англ. lenticular — двояковыпуклый) и внешне весьма похожи на эллиптические, поскольку внушительное ядро преобладает над тонким звездным диском, внутри которого, как правило, не удается разглядеть никаких структурных образований. Неправильные галактики — это клочковатые рваные облака, заметно уступающие по массе галактикам других типов. Больше всего они похожи на бесформенные кляксы, внутри которых можно иногда обнаружить неустойчивые и короткие спиральные рукава. В классификации Хаббла они обозначаются как Ir или Irr (irregular — неправильные).
Помимо разнообразия форм, многие галактики обладают весьма заметной активностью. Они взрываются и сталкиваются, вытягивая из тел своих сестер длиннющие струи газа и звездного вещества, или, наоборот, сливаются в тесных объятиях наподобие половых клеток под микроскопом. Некоторые из них излучают в радиодиапазоне и выбрасывают из своих активных ядер мощные джеты протяженностью в несколько тысяч световых лет.
Взаимодействие галактик радикально меняет их структуру. Например, две спиральные галактики могут слиться, породив эллиптическую галактику, большие галактики проглатывают маленькие и так растут и «толстеют». Наш Млечный Путь — тоже результат слияния нескольких сравнительно небольших галактик. А через 2–3 млрд лет наша галактика, скорее всего, соединится с галактикой Андромеды, которая находится на расстоянии двух с половиной миллионов световых лет и сближается с нами со скоростью 120 км/с.
Между планетой и ее спутником возникает эффект приливного ускорения, который характеризуется замедлением вращения планеты вокруг собственной оси и изменением орбиты спутника. Так, каждое столетие вращение Земли замедляется на 0,002 с, в результате чего продолжительность суток на планете увеличивается примерно на 15 мкс в год, а Луна ежегодно удаляется от нас на 3,8 сантиметра.