Про рух небесного тіла в космічному просторі можна довідатися двома способами.

Перший спосіб — спостереження за переміщенням джерела на тлі дуже далеких зірок. Він дає оцінку не повної швидкості об'єкта, а проекції вектора швидкості на площину, перпендикулярну лучу зору (мал.4). Цю складову називають тангенціальною швидкістю Vt . Її можна вимірити лише для порівняно близьких зірок по повільній зміні їхнього положення на небі.

Перший каталог, у якому були приведені відносні положення яскравих зірок, був складений ще в II в. до н.е. давньогрецьким ученим Гиппархом. Цим каталогом користався Клавдій Птолемей — автор геоцентричної системи світу. На початку XVIII в. англійський астроном Эдмонд Галлей порівняв спостерігалися в його час положення зірок з тими, котрі минулого приведені в Птолемея. Для декількох яскравих зірок він знайшов помітне переміщення щодо інших. Так уперше було доведено, що зірки рухаються.

Щоб вимірити тангенціальну швидкість якої-небудь зірки, за допомогою спеціальних вимірювальних приладів порівнюють фотографії того самого ділянки неба, зроблені на тому самому телескопі з проміжком часу в кілька років чи десятиліть. За цей проміжок часу близькі зірки злегка зміщаються на тлі слабких, більш далеких, практично нерухомих для спостерігача зірок. Такий зсув дуже мале і лише в деяких зірок перевищує одну кутову секунду в рік.

Знаючи відстань до зірки, легко по кутовому зсуві знайти її тангенціальну швидкість Vt.. Нехай, наприклад, зірка, відстань D до який 30 св. років, чи близько 3*10---- 17 м, переміщається на кут =0,2" у рік. Отже, її зсув за рік дорівнює відрізку довжиною D*sin =3*1011 м. Виходить, тангенціальна швидкість складає 3*1011 м у рік, чи близько 10 км/с.

Другий спосіб оцінки швидкості зірок заснований на вимірі зсуву ліній у їхніх спектрах, обумовленого ефектом Доплера. Цей спосіб дозволяє знайти проекцію вектора швидкості зірки на промінь зору, чи променеву швидкість зірки Vr (мал. 4).

Повна швидкість зірки обчислюється через тангенціальну Vt і променеву Vr по теоремі Пифагора: . Виміру показали, що більшість зірок, порівняно близьких до Сонця, рухається щодо нього зі швидкостями, що не перевищують 30 км/с.

Через рух зірок вид зоряного неба згодом повинний мінятися. Одні зірки наближаються до нас і в майбутньому стануть більш яскравими, інші назавжди віддаляються від Сонячної системи. Змінюється і їхнє положення на небі. Але цей процес відбувається настільки повільно, що потрібні багато сотень років, щоб переміщення навіть найближчих зірок стало помітним на око.

2.Обертання Галактики. Коли були обмірювані швидкості руху великого числа зірок — як близьких, так і далеких від Сонця,— з'ясувалася загальна картина їхнього руху. Виявилося, що зірки галактичного диска звертаються навколо ядра Галактики в ту саму сторону по орбітах, близьким до кругового. Швидкість їхнього руху навколо ядра в околиці Сонця складає майже 250 км/с. Разом з ними рухається і Сонце. Розділивши довжину окружності радіусом, рівним відстані до центра Галактики, на швидкість, легко знайти, що повний період звертання Сонця в Галактиці складає приблизно 200 млн. років.

Знаючи швидкість звертання і радіус кругової орбіти, можна обчислити масу внутрішньої частини Галактики, використовуючи формулу для колової швидкості :

Підставляючи відомі нам числові значення V=2.5*105 м/с,R=3*1020 м і G=6,7*1011 Н*м2/кг-2, одержуємо, що M=2,8*1041 кг, чи близько 140 млрд. мас Сонця. Таку масу має вся речовина Галактики, що знаходиться ближче до її центра, чим Сонце.

Зірки і скупчення зірок сферичної складової рухаються по-іншому, не так, як зірки диска. Їхні орбіти сильно витягнуті і нахилені до площини диска під усі можливими кутами (мал. 5) Такі зірки мають щодо Сонця дуже великі швидкості (до 200—300 км/с). Але щодо центра Галактики середні швидкості зірок як сферичної складовий, так і диска приблизно однакові.

Як ми бачимо, рух зірок у Галактиці нагадує рух тіл Сонячної системи. Дійсно, планети, як і зірки диска, рухаються навколо центра в одну сторону і приблизно в одній площині, а комети, як і зірки сферичної складовий, рухаються по витягнутих орбітах у всіляких площинах.

МІЖЗОРЯНЕ СЕРЕДОВИЩЕ

1.Міжзоряний газ. До складу нашої Галактики входять не тільки зірки. Спостереження показали, що міжзоряний простір не можна вважати абсолютно порожнім. Основна маса міжзоряного середовища приходиться на розріджений газ. Цей газ має здатність слабко світитися, якщо гарячі зірки висвітлюють його ультрафіолетовим світлом, і випромінювати потоки радіохвиль, які можна уловити радіотелескопами. Міжзоряний газ має приблизно такий же хімічний склад, як і більшість зірк, що спостерігаються. Він переважно складається з легких газів (водню і гелію).

Велика частина міжзоряного газу зосереджена в межах диска Галактики, де міжзоряне середовище утворить поблизу площини симетрії диска газопылевой шар товщиною в кілька сотень світлового років. У межах цього шару знаходиться і наше Сонце з навколишніми його зірками. Газопылевой шар разом із зірками диска бере участь в обертанні Галактики.

Навіть поблизу площини зоряного диска концентрація часток газу дуже мала. У поверхні Землі, наприклад, у 1 див3 міститься 3*1019 молекул повітря, а в міжзоряному газі на два кубічних сантиметри приходиться в середньому тільки один атом газу. Але міжзоряний газ займає такі великі обсяги простору, що його повна маса в Галактиці досягає декількох відсотків від сумарної маси всіх зірок.

Газ у міжзоряному