1 дәріс тақырыбы: Кіріспе. Астрономия пәні және оның басқа пәндермен байланысы

Жер тобының планеталары

Меркурий. Меркурийдің бетінде оған құлаған метеориттердің салдарынан шұңқырлар пайда болған (түрлі-түсті қосымшадағы). Оның ең үлкені Калорис деп аталады. Диаметрі 1300 км болатын осы үлкен шұңқырдың бүйірлерінде метеориттің соқтығысу күшінен тау үйінділері пайда болған. Меркурийдің Күнге жақын орналасуы оны бақылауға кедергі келтіреді. Аспан аясында оның Күнне ең алыс кету бұрышы 29^о. Сондықтан ол күн шығар алдында (ертеңгі көрінуі) немесе кешке күн батқанда (кешкі көрінуі) көрінеді. Меркурий орбитасының эклиптикаға көлбеулігі үлкен болғандықтан оны әр уақытта көру мүмкін емес. Планета құралсыз көзге анық көрінеді. Ең жақсы көріну периодындағы жылтыруы –1^m-ге тең. Меркурийдің магнит өрісі Жердікінен 100 есе әлсіз. Планетаның шамамен төрттен үш бөлігін құрайтын ядросы темірден тұрады. Меркурийдің диаметрі Жерден 3 есе, массасы 20 есе аз, ал тығыздығы Жердің тығыздығымен шамалас (5,43 г/см³). Меркурий Юпитер мен Сатурнның кейбір серіктерінен кіші. Планета сфера түріне ие. Меркурийдің серіктері жоқ. Егер олар болған жағдайда да планетаның алғашқы пайда болуы кезінде планетаның бетіне құлаған болуы керек.

Шолпан планетасы. Шолпанды Жердің «сіңлісі» деп те атайды, өйткені олардың массалары және өлшемдері шамалас. Шолпан өзінің Күнді айнала қозғалысына кері бағытта және Жерге қарағанда 243 есе баяу қозғалатынымен басқа планеталардан өзгешеленеді. Жас Меркурий мен Шолпан өз осьтерінен 10 сағат периодпен айналған болатын. Бұл планеталардың денелері алыс дәуірде (матия) қатып қалғандай әсер қалдырады. Егер Шолпанда магнит өрісі болса, ол өте әлсіз, оның полярлығы жердегі сияқты ғана. Шолпанның массасы Жер массасының 0,815 бөлігін құрайды, тығыздығы 3,24 г/см³-қа тең. Шолпанның орбитасын дөңгелек деуге болады, оның эксцентриститілігі 0,0068-ге тең. Шолпан Күн жүйесіндегі Жерге ең жақын планета, оған дейінгі қашықтық 40-тан 259 млн километрге дейін өзгереді. Шолпан планетасының серіктері жоқ. Атмосферасы, негізінен, көмір қышқыл газынан тұрады және тығыздығы жердегіден тоқсан есе артық. Планетаның бетіндегі атмосфералық қысымды жер бетіндегі мұхиттың бір километр тереңдігіндегі қысымымен салыстыруға болады. Планетаны үнемі тығыз бұлттар жауып тұрады да, планетада «парникті эффект» байқалады. Күннің жарық сәулелері қайта сәулеленіп, жылу сәулелерін шығарады. «Магеллан» зонды Шолпанда вулкандар тапты. Олардан бөлінетін қос тотықты күкірт тығыз қызғылт-сары бұлт құрайды. 50-100 км биіктікте одан күкірт қышқылы немесе тұз қышқылы тамшыларынан тұратын жаңбыр жаууы мүмкін. Шолпанның бетінде таулар, вулкандар (әдеттегідей емес, дөңгелек пішінді келеді), аңғарлар бар. Жалпы алғанда , бұл жер тобындағы планеталар ішіндегі ең бір тегістеу планета.

Жер планетасы. Меркурий мен Шолпаннан кейінгі тұрған біздің көгілдір планета Жер. Жердің гидросферасы жылуды сақтайды. Жердің ішкі құрылысы өте күрделі. Қатты планеталар арасынан Жер ең активті болып есептеледі. Беткі қабаты үнемі өзгерістерге ұшырап тұрады. Жер залалинның теориясы бойынша жердің сұйық және қатты ядросы анықталады. Жердің магнит өрісі өте күшті. Оның магнит осінің өз кіндігінен айналу осіне көлбеулігі 11^о, 5^о бұрыш жасайды. Жер көкшіл көгілдір, Ай қызғылт сары түсті. Ай Жерге тек бір жақ бетімен көрінеді. Айдың Жерді айналып шығу уақыты оның өз осімен айналып шығу уақытына тең. Меркурийдегі тәрізді Айда да атмосфера жоқ.

Марс планетасы. «Қызыл жұлдыз» планетасы Жерден әлде қайда кіші. Ол, бір жағынан, Меркурий мен Айдың арасындағы, екінші жағынан, Жер мен Шолпанның арасындағы аралық планета тәрізді, оның атмосферасының тығыздығы Жер атмосферасының тығыздығынан 10 есе аз. Марстың атмосферасы Шолпандағы тәрізді көмір қышқыл газынан тұрады. Марс планетасының екі серігі бар. Олар өлшемдері шағын, шамамен 20 км болатын Фобос және Деймос.

Марс Күн жүйесіндегі Жерден басқа адам баласының ойынша жетілген жердегідей тіршілік бар деген үмітпен қарап, ерекше қызығушылық тудырған бірінші планета. ХІХ ғасырда негізгі пікірталастар мен айтыстар тудырған Марстан басқа бірде-бір планета болған емес. Қазіргі кезде Марста өсімдіктер мен органикалық өмірдің бар болуы жөнінде талас жүріп жатыр. ХХІ ғасырда бұл пікірталастың жұмбағы азайған жоқ.

Алып планеталардың (Юпитер, Сатурн, Уран, Нептун) өлшемдері мен массалары үлкен, ал орташа тығыздығы азщ (ең аз Сатурнда – 0,7г/см³). Барлық алып планеталардың құрылымдары ұқсас. Алып планеталар Күннен өте алыс қашықтықта жатыр. Барлық алып планеталар серіктерімен қоршалған. Отыз жыл бұрын белгілі серіктердің саны отыздан аспап еді. Қазір олардың алпысы белгілі. Серіктердің бір-біріне ұқсамайтындығы таңдандырады. Қазіргі кезде Юпитерде 16, Сатурнда 17, Уранда 15, тек Нептунда ғана 8 серік бар.

Жер тобындағы планеталар жөніндегі негізгі мәліметтер ХХ ғасырда алынады. Планетаның бетін тікелей жанама әдістерімен зерттеулер негізінде планеталардың атластары құрастырылады. Олардың бетінде планеталар белгіленеді.

Алып планеталар жөніндегі негізгі мәліметтерді ғалымдар ХХ ғасырда 70-80 жылдарында олардың американың ғарыш кемелері, Ваяджерлер ұшып өткеннен кейін ғана алды. Ол арқылы жерге жіберілген тамаша суреттер теориялық есептеулер нәтижесін растады және жаңа жаңалықтарды ашты.

№ 10 дәріс тақырыбы. Кометалар. Метеорлар. Кіші планеталар. Астероидтар.

Метеорит

Қазіргі астрономияның зерттеу ауқымы кеңейіп, көп салалы ғылымға айналды. Астрономия ғарыш кеңістігіндегі жекелеген денелерде немесе денелер жүйесінде болып жатқан құбылыстарды зерттейді. Аспан денелеріне жұлдыздар (соның бірі - Күн), планеталар (соның бірі - Жер), планеталардың серіктері; мысалы, Жер серігі - Ай, сондай-ақ кометалар, метеориттер жатады. Жүлдыздар жүйелері шар немесе оралым (спираль) бұтақтары тәріздес шоғырларды құрайды. Оларды галактикалар деп атайды.

Шексіз әлемнің біздер орналасқан бөлігін Біздің галактика деп атайды. Онда 150 миллиардтай жұлдыздар бар.

Күн - бізге ең жақын, қатардағы орташа жұлдыз. Бір секундта 300 000 шақырым жылдамдықпен таралатын жарық Күннен Жер бетіне 8 минутта, ал Біздің галактиканың бір шетінен екінші шетіне жүз мың жылда жетеді.

Жер Күнді айналып жүрген сегіз планеталардың бірі. Ай - Жерді айналып жүрген оның табиғи серігі. Басқа планеталардың да серіктері бар. Бұлардың барлығы Күн жүйесіне енеді. Біздің галактиканың сыртында тағы да жүз миллиондай галактикалар бар екені белгілі болды. Кейбір галактикадағы жұлдыздар құйын үйірген шаң-тозаңдай, спираль бойымен орналасқан. Аспандағы «құс жолы» - Біздің галактикадағы жұлдыздар жиі орналасқан сондай бұтақтардың бірі.

Галактикалардың барлығы да қозғалыс үстінде дамиды, өзгереді, өшеді, қайтадан түзіледі. Қазіргі астрономия жұлдыздардың, планеталардың және басқа аспан денелерінің қозғалысын да, ондағы өзгерістер мен процестерді де зерттейді.

Физика мен астрономия ғылымдарының бір-бірімен кірігуі табиғат құбылыстарының сырын тереңірек ұғуға жәрдемдеседі. Бұл екі ғылымның өзара байланысы арқасында әлемдегі барлық құбылыстардың табиғи бірлігі белгілі болды.

Мысалы, денелердің Жер бетіне құлауы, планеталардың Күнді айнала қозғалуы бір ғана күш арқылы сипатталады. Оларды сипаттайтын заң да біреу ғана. Ол - И. Ньютон ашқан Букіләлемдік тартылыс заңы.

Көптеген физикалық жаңалықтардың ашылуы аспан денелерін зерттеумен тікелей байланысты. Мысалы, гелий газы әуелі Күннен табылды. Ол спектрлік талдау деп аталатын физикалық зерттеу әдісін қолдану арқылы анықталды. Ең алғаш бұл газ Күн құрамынан табылғандықтан, оны гелий (грекше гелиос - Күн) деп атаған. Кейінірек ол Жердегі ауа құрамында да бар болып шықты.

Құйрықты жұлдыз, комета – Күн жүйесінің кіші денесі; аспанда оқтатекте тұманданған нысан түрінде байқалып, жұлдыздарға қатысты орын ауыстыратын, центрінде ядросы бар аспан денесі. Комета (грекше kometes – құйрықты жұлдыз, дәл мағынасы ұзыншашты), яғни ірі құйрықты жұлдыздың Күнге қарама-қарсы жаққа шұбатылған бір не бірнеше жарқыраған құйрықтары болады. Күннен алыс жерде құйрықты жұлдыз – қатты дене. Күнге жақын келгенде Жерден телескоп арқылы, кейде көзбен көруге болады. Тихо Браге жарық құйрықты жұлдыздың параллаксын анықтап (1577), құйрықты жұлдыз да өзге планеталар тәрізді аспан шырағы деп дәлелдеген. Тартылыс заңы ашылғаннан кейін құйрықты жұлдыздың орбитасын анықтау тәсілі жетіліп (Эдмунд Галлей, т.б.), олардың физикалық табиғаты, әсіресе, ішкі құрылысы зерттеле бастады. Феодор Бредихин құйрықты жұлдыз пішіндерінің механикалық теориясын жасады. 1910 жылдан құйрықты жұлдызды зерттеуде фотографиялық және спектроскопиялық бақылау тәсілдері қолданылуда. Күн жүйесіндегі құйрықты жұлдыздардың саны орасан көп: кейбір мәліметтер бойынша олар жүздеген миллиардқа жетеді. Халықаралық келісім бойынша құйрықты жұлдыздар оны алғаш ашқан адамның атымен белгіленеді (мысалы, Эдмунд Галлей, Иоганн Энке – Оскар Баклунда, Девид Морхауза, т.б.). Күннен қашықтаған сайын құйрықты жұлдыздың жалтырауы кеми береді. Құйрықты жұлдыздың басы ядро бөліп шығаратын газ бен тозаңнан түзіледі. Ядросының массасы 1011 – 1015 кг шамалас, ал оның басының өлшемі 103 – 106 км аралығында; құйрығының ұзындығы жүздеген млн. км-ге жетуі мүмкін. Құйрықты жұлдыздар Күн айналасында эллипстік орбита бойымен қозғалады. Мысалы, периоды 75 жыл шамалас – Галлей, қысқа периодты Энке – Баклунда құйрықты жұлдыздарын (периоды – 3 жыл) айтуға болады. Құйрықты жұлдыздардың эволюциясына Күн жүйесіндегі үлкен планеталар, негізінен, Юпитер көп әсерін тигізеді. Құйрықты жұлдыздың пішініне және ондағы өтетін процестердің қалыптасуына Күннің корпускулалық сәуле шығаруы – Күн желінің ықпалы да өте үлкен.

Астероидтар

Марс пен Юпитер орбиталарының арасында пішіні бұрыс аспан денелері бар. Олар планеталардың серіктері емес және Күнді айнала өз еркінше қозғалады. Бұл денелер астероидтар ("жүлдызға ұқсас") деп аталады. Суретте оларды жұлдыздардан тек баяу орын ауыстыруынан ғана ажыратуға болады. Бірінші астероидты 1801 жылы 1 каңтарда Италия астрономы Джузепе Пиации ашты. Ол тура көтерілуі мен еңкеюі тәулік ішінде елеулі өзгеретін жұлдызды бақылады. Неміс математигі Гaусс үлкен жарты осі 2,77 а. б. болатын бұл астрономиялық дененің орбитасын есептеп тапты. Сатурн мен Юпитердің арасынан планета табылды деп есептеп, оған ескі Римнің табыс әкелетін әйел құдайы Церераның есімі берілді. 1802 жылы астрономиямен айналысатын неміс дәрігері Ольберс Церераға жақын жерден жаңа астероидты ашып, оны Паллада деп атады. 1804 жылы Юноиа, 1807 жылы Веста табылды. Кішкентай планеталарды Гершель грекше "жұлдыз бейнелі" деген мағынаны беретін астероидтар деп атауды ұсынды.

Қазіргі кезде 12 000-нан астам астероидтар белгілі. Бастапқы кезде құдайлардың аттарымен аталған астероидтарға кейін ұлы адамдардың есімдері берілді. Астероид табылғанда оған ашылған жылы (мысалы, 1937 DA) көрсетілген белгі тағылады. Астероидтың орбитасы есептелген соң тұрақты номер және аты беріледі.

Астероидтар орбиталарының шеңберден өзгешіліғі аз, сондықтан астероидтардың көпшілігі Күн жүйесінің ішіне кірмейді. Бірақ кейбір астероидтар Күнге жақын келіп немесе Сатурн орбитасының сыртына шығып кетеді. Юпитер орбитасы бойымен планетаның алдында және артында қозғалатын астероидтардың екі тобы бар. Олар "Гректер" және "Трояндықтар" деп аталады. Олардың айналу периоды Юпитердің айналу периодына дәл келеді және орбитадағы орны аспан механикасының теориясын құрушы Лагранждың тапқан заңы бойынша есептеп шығарған нәтижесінен ауытқымайды. Ол математикалық жолмен А денесінің айналысында (біздің жағдайымызда Күн) одан кіші В (Юпитер) денесі және оның орбитасында салмағы әлдеқайда жеңіл дене айналып жүрсе (астероидтар), онда бұл жүйе орнықты болады, егер астероидтар Лагранждың орнықтылық нүктелерінде, яғни теңқабырғалы үшбұрыштардың төбелерінде орналасса. Күн, Юпитер және астероидтар (біздің жағдайымызда "Гректер" мен "Трояндықтар") шын мәнінде теңқабырғалы үшбұрыштарды, демек, шексіз ұзақ өмір сүретін орнықты жүйені құрайды. Сөйтіп, XX ғасырда математик Лагранждың теориялық болжамы космос кеңістігінде де шындыққа айналды.

Кейбір астероидтардың жарықтылығының периодты өзгеруі бұрыс пішінді, беткі қабаттарының тегіс емес екенін және өз остерінен айналатынын көрсетеді. Кейбір астероидтардың өз осінен айналу периоды — бірнеше сағатқа созылса, ал кейбірінде ол тәулікке жетеді. Астероидтардың беткі қабаттарының құрамындағы үлкен айырмашылық олардың жарықты шағылдыру қабілетімен анықталады: кейбір астероидтардьщ бетінен жарықтың шағылу коэффициенті бар болғаны 3%, ал кейбіреуінде ол 50%-ға жақындайды. Астероидтардың бетінде планеталар серіктерінің бетіндегі тәрізді уақ денелер соққыларының іздері болуы керек. Астероидтарда атмосфера жоқ.

№ 11 дәріс тақырыбы Жұлдыздар физикасы. Жарық жылы. Жұлдыздардың спектрі.

Жарық жылы — ұзындықтың астрономияда қолданылатын жүйеден тыс бірлігі;

1 Жарық жылы жарықтың 1 жылда жүріп өтетін қашықтығына тең: 1 Жарық жылы=0,3068 парсек=9,46051015 м.

'Жұлдыздардың спектрлік жіктелімі – жұлдыздарды спектрінде анықталған айырмашылықтары бойынша класқа бөлу. 19 ғасырдың 2-жартысында жұлдыздарға жасалған спектрлік жіктелімдердің ішінде ең сәтті шыққаны – Гарвард жіктелімі. Оны 19 және 20 ғасырларда америкалық астроном Э.Кеннон жасаған. Бұл жіктелімнің негізіне атомның спектрлік сызықтарының не молекулалық жолақтардың қарқындылығы (интенсивтілігі) алынған. Мұнда жұлдыздардың үздіксіз спектріндегі энергияның таралуы ескеріледі. Жұлдыздардың спектрлік жіктелімі тәжірибелік деректерге негізделген темп-ралық жіктелімге жатады. Жұлдыздардың спектрлік жіктелімі әріптермен белгіленіп, температураның кемуіне қарай мына тәртіпте орналастырылады: О–В–А–Ғ–, мұндағы тармақтар жұлдыздардың химиялық құрамындағы айырмашылықты көрсетеді. Жұлдыздар бір кластан екінші класқа үздіксіз ауысып отырады. Спектрлік кластардың ішінде ондық бөліктер де болады, мыс., В0, В1, В2, ...., В9, АО, ... Барлық жұлдыздың 99%-і В – М спектрлік класына жатады. O, R, N, S класындағы жұлдыздар сирек кездеседі. О класы (t50000–30000 K). Бұл класқа спектрінің ультракүлгін бөлігі күшті білінетін өте ыстық жұлдыздар жатады. Мұндай жұлдыздардың спектрі, негізінен, иондалған гелий сызықтарынан тұрады. Бейтарап гелийдің, бірнеше рет иондалған азоттың, көміртектің, кремнийдің сызықтары да кездеседі. В класы (t30000 – 12000 K). Бұл класқа жататын жұлдыздардың спектрінде бейтарап гелийдің, иондалған оттектің және азоттың сызықтары болады. А класы (t11500–7700 K). Спектрлерінде Бальмер сериясына жататын сутек сызықтары көп кездеседі. F класы (t7600–6100 K). Спектрлердегі сутек сызықтарының қарқындылығы әлі де жоғары болып келеді, сондай-ақ онда иондалған металдар мен бейтарап металдардың көптеген сызықтары байқалады. Иондалған кальцийдің Н және К сызықтары өте қарқынды. G класы (t6000 – 5000 K). Металдардың күшті спектрлік сызықтарының ішінде, енді сутек сызықтары ерекше көзге түспейді. Н және К сызықтары өте қарқынды. Күн G2 класына жатады. К класы (t4900–3700 K). Н және К сызықтары, толқын ұз. 4227 сызығы және G жолағы өте күшті байқалады. М класы (t3600–2600 K). Бұл класқа жолақ спектрі бар қызыл жұлдыздар жатады. Әсіресе, титан тотығы жолақтары көзге ерекше түсіп тұрады. R класы (t5000–4000 K). Бұл кластың спектрі көп жағынан G5 – K5 спектрлеріне ұқсас. N класы (t3000–2000 K). Спектрдің қызыл жағымен күрт шектелген көміртек пен циан молекулаларын жұту жолақтары күшейе түсетіні байқалады. S класы (t3000–2000 K). Бұл кластың жұлдыздары М және N кластарының жұлдыздарына ұқсас болып келеді. Мұның үстіне бұл кластың спектрінде цирконий, иттрий және лантан тотықтарының жолақтары кездеседі. Жұлдыздардың спектрлік кластары жиі өзгереді. Жұлдыздардың спектрлері спектрофотометриялық әдістердің көмегімен анықталады.

№ 12 дәріс тақырыбы Қос және еселі жұлдыздар. Айнымалы жұлдыздар.

Қос жұлдыз – кеңістікте бір-біріне жақын орналасқан және құраушылары өзара тартылыс күштерімен байланысқан физикалық жүйе құрайтын екі жұлдыз. Оның құраушылары ортақ масса центрі маңайынан эллипс бойынша айналып, Галактика кеңістігінде бірге қозғалады. Бірнеше құраушылардан тұратын қос жұлдыздар еселі жұлдыздардың дербес тұрған түрі болып саналады. Ашылу методикасы бойынша қос жұлдыз: көрінерлік (визуальды) қос жұлдыздар (олардың құраушыларын телескоптың көмегімен визуальды бақылауға немесе суретке түсіруге болады); спектрлі қос жұлдыздар (қосарлану периоды ығысуы бойынша немесе олардың спектрлік сызықтарының жіктелуі кезінде байқалады); фотометриялық қос жұлдыз(беттік құраушылар арасында температура айырмашылығы болғанда, көп түсті дәл электрфотометрия тәсілі оның жеке жұлдыздардан өзгешеліктерін көрсетеді) болып ажыратылады. Физикалық жүйе құрайтын қос жұлдыздар тобы физикалық қос жұлдыздар деп аталады. Физикалық жүйе құра алмайтын жұлдыздар оптикалық қос жұлдыздар деп аталады. Жұлдыздардың массасын бағалайтын тәсілдер қос жұлдыздардың массасын анықтауға негізделген. 17 ғасырдың орта кезінде Г.Галилей бірнеше қос жұлдызды ашты. 18 ғасырдың ортасына дейін не бары 20 шақты қос жұлдыз ашылса, 20 ғасырдың ортасына дейін шамамен 60000 көрінерлік қос жұлдыз белгілі болды. Қазақстанда қос жұлдыздарды зерттеумен Астрофизика институтының ғалымдары айналысады.

Айнымалы жұлдыздар — негізінен температурасы мен радиусының бірде ұлғаюы, бірде кішіреюі салдарынан жарығы құбылып тұратын жұлдыздар.

Айнымалы жұлдыздар туралы деректер Ежелгі Қытай жылнамаларында кездеседі. Өзінің жарығын өзгертіп отыратын жұлдыздарды алғаш рет 1596 жылы Кит шоқжұлдызынан неміс астрономы Давид Фабрициус байқаған. Ал 1667 жылы франциялық астроном И.Бульо оның жарығының периодты болатындығын анықтаған. Айнымалы жұлдыздарға тек 19 ғасырдың ортасынан жүйелі түрде бақылау жүргізіле бастады. Айнымалы жұлдыздардың саны қазір 50 мыңнан асады. Әрбір шоқжұлдыздағы айнымалы жұлдыздар латын әрпімен (R-ден Z-ке дейін немесе солардың әр түрлі ауысымы арқылы) белгіленеді. Олар т ұ т ы л м а л ы қ о с ж ұ л д ы з д а р және ф и з и к а л ы қ айнымалы жұлдыздар болып 2 топқа бөлінеді. Т ұ т ы л м а л ы қ о с ж ұ л д ы з д а р белгілі бір жүйемен, жалпы ауырлық центрінен айналады, әрі ерекше оптикалық айнымалы жұлдыздар тобына енеді. Ф и з и к а л ы қ айнымалы жұлдыздар жарығының өзгеруі, жұлдыздар қойнауы мен оның сыртқы қабатындағы физикалық процестерге байланысты болады. Олардың қатарына лапылдамалы (пульсациялы) айнымалы жұлдыздар (қ. Цефеидтер) жатады. Сондай-ақ айнымалы жұлдыздардың эруптивті, пульсарлар, тығыз орналасқан қос жұлдыздар сияқты түрлері де бар. Айнымалы жұлдыздар жарығының өзгеру периоды бірнеше сағаттан (Лирадағы RR, Қалқандағы δ және Үлкен Арландағы β), ондаған (Цефеидтер, Торпақтағы RV), тіпті жүздеген (Кит шоқжұлдызы) тәулікке дейін созылады.

№ 13 дәріс тақырыбы Біздің галактика, өлшемдері, пішіндері. Құс жолы.

Галактика (көне грекше: Γαλαξίας — Құс жолы)– құрамына Күн жүйесі енетін алып аумақты жұлдыздық жүйе. Ол шамамен екі жүз миллиард жұлдыздан, сондай-ақ жұлдыз шоғыры мен тобынан, газ бен тозаң тұмандықтарынан және жұлдызаралық кеңістікке таралған жеке атомдар мен түйіршіктерден құралған. Бұлардың үлкен бөлігінің пішіні линза тәріздес, оның көлденеңі шамамен 30 кпк, ал қалыңдығы 4 кпк. Кіші бөлігінің пішіні сфера тәріздес, оның радиусы шамамен 15000 пк. Галактиканың (кейінгі гр. galaktіks – сүт тәрізді, грекше gala – сүт) барлық құраушылары кіші симметрия осінен айналатын, бірыңғай динамикалық жүйе болып байланысқан.