Эллиптические галактики на фотографиях выглядят как эллипсы с разной степенью сжатия. Примерно четверть из наиболее ярких галактик относится к их числу.

Неправильные галактики отличаются хаотической клочковатой структурой и не имеют какой-либо определённой формы. Хотя неправильные галактики самый немногочисленный класс галактик, исследование их очень важно. Астрофизика постоянно обнаруживает в них что-нибудь интересное: вспышка сверхновой в Большом Магеллановом облаке, открытия в туманности Тарантул.

Концепция «Большого Взрыва»

Прокручивая ретроспективно киноленту о жизни Вселенной, мы могли бы увидеть, что было время, а именно около 25 млрд. лет тому назад, когда все галактики были собраны вместе в одной точке. Разумеется, к такой оценке нужно относиться с осторожностью и представлять, что она справедлива только по порядку величины. Во-первых, гравитационное притяжение непрерывно замедляет движение галактик; во-вторых, почти наверняка галактики сами образовались лишь примерно через миллиард лет после начала расширения. Но остается фактом, что Вселенная когда-то начинала свое развитие, будучи намного более плотной и, занимая область намного меньшую, чем в настоящее время; ее эволюцию можно сравнить разве что с гигантским взрывом глобального масштаба - с так называемым «Большим взрывом». Примечательно, что указанный масштаб времени, в общем, согласуется с результатами, полученными при исследовании эволюции звезд.

Наличие разбегания галактик в настоящее время требует предположения о том, что в прошлом вещество Вселенной было более плотным. Экстраполяция наблюдаемых скоростей на значительно более ранние периоды позволяет оценить время, когда это расширение началось в результате Большого Взрыва - около 25 млрд. лет назад. Известные на сегодняшний день законы физики позволяют воспроизвести достаточно правдоподобный сценарий расширения, начиная с нескольких тысячных секунды после Большого Взрыва (что происходило до этого, напр. предшествовало ли ему сжатие предыдущего цикла, на современном этапе развития естествознания не обсуждается, поскольку не может быть хотя бы косвенно проверено экспериментом).

Теория горячей Вселенной была первоначально разработана Г. А. Гамовым и др. для объяснения наблюдаемого химического состава Вселенной. Ведь первоначально все вещество представляло собой в основном водородную плазму, а затем, в эпоху так называемого нуклеосинтеза, образовались ядра более тяжелых химических элементов - различных изотопов гелия и лития. К ядрам водорода, которые представляют собой одиночные протоны, примешались также более сложные ядра дейтерия - тяжелого изотопа водорода. Так в нашем мире появилось разнообразие химических элементов. Однако пройдет еще немало времени, прежде чем образуются первые звезды, в которых в процессе эволюции родится все многообразие химических элементов, наблюдаемых сегодня.

Какой же была Вселенная в момент своего рождения? Наш вопрос имеет смысл, только если он относится к мгновению, следующему непосредственно за началом, то есть к моменту времени, когда применение физических законов становится уже разумным. Спустя всего одну сотую секунды после начала космос занимал гораздо меньший объем, чем теперь, и был заполнен сжатым веществом при температуре в миллиарды градусов с плотностью в триллионы раз выше, чем плотность воды. В этих условиях не могли существовать ни ядра, ни тем более атомы, которые были бы разрушены бурным тепловым движением. Расширение Вселенной происходило с очень большой скоростью. Через несколько минут расширение Вселенной и ее охлаждение достигли такой степени, что стало возможным образование атомных ядер. Спустя еще миллион лет температура упала ниже трех тысяч градусов, и началось образование атомов. Бросив взгляд вокруг себя в ту эпоху, мы увидели бы пространство, заполненное облаком из раскаленных газов и ослепляющим светом. Еще через миллиард лет началось образование галактик, звезд и стабильного вещества в современном виде.

Свет, излученный первоначальным газовым облаком, все еще бродит во Вселенной; претерпев сильные изменения при расширении Хаббла, он сейчас заметен только в виде микроволнового фона (так называемого «реликтового излучения»). Это самое древнее из всех известных свидетельств истории нашей Вселенной. Оно было обнаружено двумя астрофизиками из лаборатории фирмы «Белл телефон» Пензиасом и Уилсоном, удостоенными за свое открытие Нобелевской премии в 1978 г.

Нуклеосинтез стал еще одним шагом к «нашему», привычному миру. Это произошло, когда Вселенной было «уже» 100 секунд. К тому времени наш мир продолжал расширяться и остывать. Вещество существовало в форме плазмы, когда электроны отделены от ядер атомов. Привычный для нас вид вещество во Вселенной приняло в так называемую эпоху рекомбинации. Эта эпоха ознаменовалась замечательным событием - температура упала ниже 10000 градусов и плазма превратилась в обычный, нейтральный газ. При этом вещество освободилось от «бремени» излучения, и стало развиваться уже по-своему. Дело в том, что когда вещество непрерывно взаимодействует с излучением, ионизируется им, то не образуются конденсации вещества и сложные структуры в нем. Будучи «свободным», вещество начинает структурироваться, «скучиваться». Эти сгущения служат основой той сложной структуры, которую мы сейчас наблюдаем.

Излучение, также освободившееся от вещества, получило возможность практически беспрепятственно двигаться по всей Вселенной. Благодаря этому мы сейчас можем поймать древние кванты электромагнитного излучения и в принципе пронаблюдать все события в развивающейся Вселенной после эпохи рекомбинации. Но как же тогда образовались более тяжелые элементы в природе, в том числе и те, из которых состоит наша Земля и человеческое тело? Более тяжелые элементы образовались в недрах звезд. Элементы легче железа образовались в результате термоядерного синтеза в звездах, а тяжелее железа - в результате вспышек сверхновых.

В первые моменты температура Вселенной была столь высока, что в ней могли существовать лишь самые легкие элементарные частицы: фотоны, нейтрино и т.д. Быстрое расширение горячего сжатого «газа» вело к его охлаждению. Уже на первых секундах расширения стало возможным образование электронов и протонов, существующих в виде горячей плазмы и сильно взаимодействующих друг с другом и излучением, на долю которого приходилась основная доля энергии во Вселенной. Таким образом, на ранней стадии, длящейся около одного млн. лет, во Вселенной преобладали электромагнитные и ядерные взаимодействия.

Спустя указанный срок температура упала до величины, допускающей рекомбинацию электронов с протонами в нейтральные атомы водорода. С этого момента взаимодействие излучения с веществом практически прекратилось, доминирующая роль перешла к гравитации. Возникшее на стадии горячей Вселенной и постепенно остывающее в результате ее расширения излучение дошло до нас в виде реликтового фона.

На последующей стадии «холодной» Вселенной на фоне продолжающегося расширения и остывания вещества стали возникать гравитационные неустойчивости: за счет флуктуаций плотности водородного газа стали возникать зоны его уплотнения, притягивающие к себе газ из соседних областей и еще больше усиливающие собственное гравитационное поле. Самоорганизация вещества во Вселенной (сложная неравновесная система, описываемая нелинейными уравнениями гравитации) в конечном итоге привела к возникновению крупномасштабной квазиупорядоченной межгалактической ячеистой структуры, а ее дальнейшая фрагментация дала начало будущим галактикам и звездам. Анализ деталей этого процесса возможен на основании весьма сложных уравнений гидрогазодинамики - теории нестационарного движения вещества и до сих пор удовлетворительно не разработан. Достаточно ясно, что в результате гравитационного сжатия выделяющаяся энергия в конечном итоге приводила к вторичному разогреву водородного топлива до температур, достаточных для начала термоядерных реакций водородного цикла.

Первая стадия жизни звезды подобна солнечной - в ней доминируют реакции водородного цикла. Температура звезды определяется ее массой и степенью гравитационного сжатия, которому противостоит главным образом световое давление. Звезда образует относительно устойчивую колебательную систему, ее периодические слабые сжатия и расширения определяют звездные циклы. По мере выгорания водорода в центре звезды, ее гелиевое ядро остывает, а зона протекания реакции синтеза перемещается на периферию. Звезда «разбухает», поглощая планеты ее системы, и остывает, превращаясь в красного гиганта. )