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.
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 просторі спостерігається в трьох станах: ионизованном, атомарному і молекулярному.
Ионизованный газ. Гарячі зірки могутнім ультрафіолетовим випромінюванням нагрівають і ионизуют навколишній міжзоряний газ. Нагрітий газ випромінює світло, і тому області, заповнені гарячим газом, спостерігаються як світні хмари. Вони називаються світлими газовими туманностями. Температура газу в них складає близько 10000 ДО.
Сама помітна туманність розташована в сузір'ї Оріона і називається туманністю Оріона. У сильний чи бінокль невеликий телескоп вона видна як безформна хмарина зі слабким зеленуватим світінням. Ця хмара складається з гарячого ионизованного газу, маса якого оцінюється приблизно в тисячу мас Сонця.
Атомарний газ. Основна маса міжзоряного газу в диску Галактики вилучена від гарячих зірок і тому не ионизована і не випромінює світло. Але такий «невидимий» газ усе-таки можна спостерігати радіоастрономічними методами. Було доведено (спочатку теоретично, а потім підтверджене спостереженнями), що атоми водню, що входять до складу міжзоряного газу, випромінюють радіохвилі з довжиною хвилі 0,21 м (з частотою 1420 Мгц).
Радіовипромінювання нейтрального міжзоряного водню було виявлено в 1951 р. Численні виміри його інтенсивності дозволили установити загальну масу газу в Галактиці.
Атомарний газ розподілений у просторі неоднородно. Він утворить хмари, між якими газ більш розріджений. Типові розміри хмар досягають декількох десятків світлового років, а середня концентрація часток у них — кілька атомів у 1 див3.
Молекулярний газ. Радіоспостереження знайшли в міжзоряному просторі в тисячі разів більш щільні хмари, що складаються з дуже холодного газу, температура якого не перевищує 20—30 ДО. Через низьку температуру і підвищену щільність водень і інші елементи в цих хмарах об'єднані в молекули. Тому їх називають молекулярними. В основному вони складаються з молекул H2. Молекули водню, на відміну від, атомів, не випускають радіовипромінювання. Зате багато інших молекул, що входять до складу хмар, випромінюють радіохвилі на визначених частотах. По радіовипромінюванню в молекулярних хмарах було знайдено кілька десятків молекулярних з'єднань, наприклад З, З2, H2O, NН3. Маються і більш складні молекули — формальдегіду, етилового і метилового спирту й ін. Молекули можуть виникати й існувати тільки в найбільш щільних газових хмарах. У розрідженому міжзоряному середовищі під дією ультрафіолетового випромінювання зірок вони швидко розпадаються. Маса багатьох молекулярних хмар перевищує 100 тис. мас Сонця. Це самі масивні утворення в диску Галактики.
Думають, що в молекулярних хмарах відбувається зародження зірок з газу. Існує і зворотний процес — у міжзоряне середовище безупинно надходить газ, «скида» зірками. Ми вже знаємо, що зірки, що спалахують як нові і сверхновые, утрачають частину своєї маси. Але й у звичайних зірок, таких, як Сонце, на визначеному етапі еволюції (після перетворення в червоного гіганта) відбувається відділення газової оболонки, що, повільно розширюючи, іде в міжзоряний простір. Такі оболонки, що розширюються, відомі в сотень зірок. Вони називаються планетарними туманностями(мал. 6). У центрі планетарної туманності завжди спостерігається зірка. Причина світіння цих об'єктів та ж, що й у світлих газових туманностей,— ионизующее ультрафіолетове випромінювання гарячої зірки.
2. Міжзоряний пил. У середині минулого століття відомий російський астроном В. Я. Струве обґрунтував припущення, що міжзоряний простір не абсолютне прозоро; світло в ньому може поглинатися і розсіюватися, унаслідок чого далекі зірки виглядають слабкіше, ніж можна екати. Газ практично не поглинає видимого випромінювання. Тому, крім газу, міжзоряне середовище повинне містити пил.
Остаточне існування поглинання світла в міжзоряному середовищі було доведено в 30-х роках нашого століття. У випадку порівняно близьких зірок поглинання майже непомітне:
щоб світловий потік був ослаблений міжзоряним середовищем усього лише на один відсоток, світла потрібно пройти відстань у кілька десятків світлового років. Але якщо відстань до зірок виміряється тисячами світлового років, те міжзоряне середовище послабляє прихожий від них світло і кілька разів.
Міжзоряне середовище не тільки послабляє світло далеких зірок, але ще і викликає зміна їхнього кольору. Зірки, світло яких випробував сильне ослаблення, здаються нам більш червоними. Це відбувається тому, що промені червоного світла менше поглинаються і розсіюються міжзоряними порошинами, чим сині. Вимірюючи ослаблення світла зірок на різних довжинах хвиль, можна судити про властивості міжзоряного пилу. З'ясувалося, що міжзоряні порошини дуже дрібні — розміром близько 0,5 мкм. Вони складаються в основному з вуглецю, кремнію і «намерзлих» на них молекул міжзоряного газу.
У міжзоряному просторі пил скрізь супроводжує газу. На її частку приходиться близько 1% від маси газу. Тому концентрація пилу завжди вище, а прозорість середовища нижче там, де багато газу. Це добре видно на прикладі молекулярних хмар — самих щільних газових хмар у міжзоряному середовищі. Через присутню в них пилу вони практично непрозорі і виглядають на небі як темні області, майже позбавлені зірок. Рідкі зірочки, що просвічують крізь їх менш щільні частини, здаються сильно почервонілими. Газопылевые утворення, що через низьку прозорість виглядають як темні області, називаються темними туманностями
(мал. 7).
У ясну ніч, спостерігаючи Млечный Шлях навіть неозброєним оком, можна помітити, що він має нерівні обриси, а в сузір'ї Лебедя навіть розділяється на два паралельно йдуть рукава. Це наочний результат проекції на Млечный Шлях темних туманностей, більшість яких знаходиться поблизу площини Галактики.
Походження пилу не цілком ще ясно. Теоретичні розрахунки і спостереження показали, що порошини можуть конденсуватися в атмосферах холодних зірок, відкіля тиск випромінювання повинен виштовхувати їх у міжзоряний простір.
3. Космічні промені і міжзоряне магнітне поле. Крім вирядженого газу і пилу, у міжзоряному просторі з величезною швидкістю, близької до швидкості світла (300 000 км/с), рухається велике число елементарних часток і ядер різних атомів. Ці частки летять по всій нашій Галактиці у всіляких напрямках. Вони називаються космічними променями.
Частки космічних променів удається реєструвати безпосередньо за допомогою спеціальних фізичних приладів — лічильників швидких часток, установлюваних на космічних апаратах. Крізь атмосферу Землі космічні промені пробитися не можуть. Зіштовхуючись з атомами земної атмосфери, вони розбивають їх, народжуючи цілі зливи з елементарних часток. Лише невеликий відсоток космічних часток уникає зіткнень в атмосфері і досягає Землі високо в горах. Тому в різних країнах організовані спеціальні високогірні станції за спостереженням і дослідженням космічних променів.
Не всі космічні частки приходять до нас з міжзоряних глибин. Багато хто мають сонячне походження. Вони народжуються головним чином при сонячних спалахах. Однак найшвидші частки, що летять з околосветовой швидкістю і володіють величезною енергією, приходять у Сонячну систему з далеких просторів Галактики.
Основними джерелами космічних променів у Галактиці вважаються залишки сверхновых зірок і пульсари — швидко обертові і сильно намагнічені нейтронні зірки.
Ми вже знаємо, що залишки понад нові зірки є могутніми джерелами синхротронного радіо випромінювання, що виникає при русі швидких електронів у магнітному полі. Але спостереження показали, що синхротронне радіовипромінювання приходить до нас і з тих областей міжзоряного простору, де залишків сверхновых зірок немає. Отже, і між зірками існує магнітне поле, що змушує швидкі електрони космічних променів випромінювати радіохвилі.