Жер — сан жеткізгісіз көптеген космостық объектілермен әрекеттес жалпы заңдарға бағынатын шексіз тұрақсыз Әлем дүниесінің, (Космостың) бөлігі. Жерді тұтастай немесе оның қабығын жекелей зерттеу, оның Әлем дүниесіндегі орнын қарастырмай, космостың әсерінің есебінсіз зерттеу мүмкін емес.
Жерден қазіргі радио және оптикалық телескоптардың көмегімен әлем дүнйесінің Жерден Күнге дейінгі аралықтан үш жүз мың миллиард есе көп қашык, бөлігі байқалады. Егер бізге Әлемнің «көрінетін» Метагалактика деп аталатын бөлегі бойынша болжайтын болсақ, Әлем негізінен сутек (80%) және гелийден (18%), аздаған басқа да элементтердің қатысуынан тұрады.
Жұлдыздар. Космостық объектілердің ең маңыздысы — жұлдыздар. Олар өте әр түрлі келеді, себебі олардың даму стадиясы турліше жағдайда өтетіндіктен. Жұлдыздың химиялық құрамы, температурасы, жарқырауы, диаметрі, массасы. тығыздығы, қозғалысыменоларғадейінгіқашықтығыолардың Әлемнің тұрақсыздығы — оның орташа сипатының уақыт байынша өзгерісі сәулеленуіне қарай анықталады Жұлдызспектрлерінің айыр- машылығы ең алдымен жұлдыздын беткі қабатының тепературарасына байланысты болады. Температуражұлдыздың түсін де анықтайды.«Суық»жұлдыздар (3500°—6000°)ұзын толқындарда(спектірдің қызылбөлігі),ыстықтары(25000°- 35000° ) қысқатолқындар(спскірдіңкөкшілбөлегі)сәулелейеді. Жарқырауына байланысты алып жұлдыздар мен ергежей жұлдыздаранықталады.Олардың біріншісі күштіжарқырайды және заттың тығыздығы аз болуы арқылы кең көлемде (зор мөлшерде)сәулеленеді. Екіншілерінің керісінше, жарығы төмен көлемі аз және тығыздығы мол. Мәселен, қызыл алыптар қызыл ергежейлілерге қарағанда 5—10 мың.есе жарығырақ. Үлкен жұлдыздардыңдиаметріКүннің диаметріне қарағанда жүздеген есе артық (мысалы, Бетельгейзе жұлдызының диаметрі 360 есе көп). Ергежей — жұлдыздар жерден кіші болуы мүмкін.
Жұлдыздардың «жанарлары» біткен болса, ол бастапқы да баяу, кейін соншалықты шапшаң сығылын — коллапсқа айналады. Егер жұлдыздың ішіндегі электронды газдың қысымы сатылыуды тоқтата алатын болса, заттың атомдары протондар мен электрондарға «жаншылады», және жұлдыз ақ ергежейлі жұлдызға ауысады. Ақ ергежейлілерде сутек жоқ дерлік. Олардың, көлемі аса үлкен емес, ал тығыздығы өте күшті болады. 1,2- 2 ге дейін күн массасы бар жұлдыз массаларында процесс оның әр дамиды: электрондар протондарға сіңіп, заттардың негізі массасы нейтронға айналады. Осы нейтронды жұлдыздар белгілі жұлдыздардың ішіндегі ең кішкентайлары және ең тығыз келетіндері. Олардың заттарының тығыздығы атом ядросының тығыздығымен бірдей. Тартылыс күші, Жерге қарағанда жүздеген миллиард есе үлкен, нейтрондарды ұстап тұра алады. Нейтронды жұлдыздар сәулені аз шығарады, сондықтан да оны алыс қашықтықтан байқау қиын. Алайда, олар байқауға болатын рентген сәулесінің көзі болуы да мүмкін. Пульсарлар — нейтронды жұлдыздар, олардың сәулеленуі дәл периодтылықпен ерекшеленеді.
Радио сәуле күшті магнитті сызықтарының бойымен, яғни магнитті полюс төңірегімен жіңішке шоғырлар болып өтуінен пульсарылар тиімді болатынын түсінуге болады. Егер магнит осі жұлдыздың айналу осімен тура келмесе сәуле космос кеңістігіне ауысады. Мұнымен бірге сәуленің ауысу жылдамдығы жұлдыздың айналу шапшандығы мен мөлшеріне байланысты болады.Өйткені пульсарлар сигналдарын бөліп тұрған периодтар мүлде қысқа (0,03- 4 сек дейін), пульсарлар соншалықты шапшандықпен айналады, мысалы Шаян тәріздес тұмандығы секундына 30 айналым шапшаңдықпен айналады, мөлшері (диаметрі 10- 12 км) онша үлкен емес.
Көлемді жұлдыздың (2 күн массасынан артық) сығылуын газдардың ешқандайда ішкі қысымы тоқтата алмайды. Мұндай Протон + электрон- нейатрон + нейтрон космосқа ұшып кетіпэнергияның бір бөлігі алып кетеді. Неайтронды жұлдыздар асқан күшті магнитті аумақты қамтиды.
Магнитті аумақ жұлдыздың үстіңгі бетін басып өтіп қуат пен магнит сызықтарының санына бірдей әсер етеді. Жұлдыздар сығылған кезде ол ұлғаяды.
Мысалы, жұлдыздың радиусы 105 есе кішірейген кезде магнитті аумақ 1010
есе ұлғаяды. (коллапстанған) жұлдыздар бөлініп шығуға жол берді, ендеше оның бірде-бір бөлігі, бірде-бір фотоны жайындату мүмкінемес,сондықтандақара тесіктердепаталады
Олар өздерін басқакосмос денелерініңқозғалысына әсер ететін тартылыс күші аралық ғана көрсетеді.
1974 жылдан бері академик В.А.Лбарцумянның төтеншежұлдызға дейінгіматерияшоғырларының(протожұлдыздың) жарылуыжолыменжұлдыздардың пайда болуы жөнінде ұсынған болжамы онан әрі өрістетілуде, Жұлдыздар мен жұлдызаралық диффузйялық материя бір мезгілде пайда болған. Бұл болжамелеулі негіз болып табылады, мысалы, түріне болжам тұрғысынантусіндіруге болмайтын жұлдыз ассоцицияларында(осы ассоциациялардыңтұрақсыздығы)жұлздардың «қашуын», секунд және минут ішінде жүз, тіпті мын өзініңжалтырауынұлғайтатынжұлдыздардыңоталуын, ақырындагалактикаларядроларымен материяны лақутыруын түсіндіруге мүмкімдік берді. Жаңаболжамды қабылдау әлем жөніндегіпікірлердіңбарлығын қайта қарауды қажет етеді. Алайда, осы екі болжамның «байланыстырылуы» мүмкін, өйткені коллапс және антиколлапс — бір процестің екі жағы.
Галактикалар. Әлемдегі жұлдыздар әр түрлі системаларды құрайды. Жұлдыздардың 60%-тен а стамы 2, 3, 4-тен 10 жулдызға дейін, олар үшін жалпы салмақ орталығы төңірегінде айналатын шағын системаларға біріктірілген. Галактикалар — жұлыздардың саны жағынанда жәнекөлеміжағынандаорасында зор күн системалары.Олардың ондаған мыңы зерттелді, суретке түсірілген, ең алыстағы галактикалар 1 миллиардтан астам жарық жылы қашықтықта орналасқан. Радиотелескоптар 5 млрд. асатын жарық жылы қашықтықта орналасқан галактикаларды тіркей алады. Бізге ең жақы галактика — Андромеда тұмандығы 1500 000 жарық жылы қашықтығьшда жатыр және ол онша үлкен емес тұман дағы ретінде көрінеді.
Галактикалар тұрпаты жағынан эллипстік, спиральдық және қисық кейіпті болып келеді. Эллипстік галактикалар тұрпаты дөңгелектен сопақ шаға дейін өзгереді. Жарық орталығынан шет жағына бірте-бірте азаяды, және мұндай галактиканың айқын шекарасын жүргізу мүмкін емес.
Спиральдық галактикалар ерекше жарқыраған орталық тығыздықтан — ядродан тұрады және одан бірыңғай жазықтықта орналасқан спиральды тармақтар таранды. Спиральды структуранын, даму дәрежесі әр түрлі, әдетте спиральды структура көбірек дамыған сайын орталық тығыздық соғұрлым кеми түседі. Қисық кейіпті галактикалар алғашқы екі типіне қарағанда сирек кездеседі. Олар да орталық тығыздану және симеттриялық структура болмайды олардың жарқырауы да салыстырмалы аз. Галактиканың түрлі типтері олардың эвалюциялық стадияларына сәйкес келуі мүмкін.
Галактиканың бір типінің өзі әр келкі. Олардың кейбірінің диаметірі 50000 п болса, басқалары 500 пәрең жетеді. Галактиканың массасы – Күннің 109 –дан 1212-ге дейінгі массасындай. Олардың ең үлкендерінің жарқырауы Күннің 4 млрд. Жарықырауына сәйкес келеді. Галактикалар аралығының орташа қашақтығы 3 мл-ға жетеді.