Ludzie od wieków spoglądali w niebo zastanawiając się nad tym, co ich otacza. Co znajduje się poza naszą planetą i ogólnie jak wygląda otaczająca nas przestrzeń. Pewny obraz wszechświata dostarczają nam olbrzymie teleskopy, ale oprócz takich obserwacji prowadzi się jeszcze badania statystyczne. Celem ich jest opisanie rozmieszczenia gwiazd w przestrzeni kosmicznej, a dzięki nim staramy się określić geometryczną budowę otaczającego nas układu ciał niebieskich. Bardzo pomocne w tych badaniach byłoby poznanie odległości poszczególnych gwiazd od nas, a nie tylko kierunku z którego dochodzi ich światło do naszej planety. Gwiazdy charakteryzujące się dużą jasnością zostały już poznane i skatalogowane, jednak problem stanowią gwiazdy o słabym świetle, których skatalogowanie teoretycznie jest możliwe, jednak proces ten byłby bardzo żmudny i wymagałby olbrzymiego nakładu pracy. Niestety to zadanie przekracza możliwości współczesnych astronomów. Zagadnienie stworzenia modelu przestrzennego rozmieszczenia gwiazd, to problem sprowadzający się do wielu obliczeń matematycznych. Obliczenia te zostały już przeprowadzone przez wielu naukowców, z których wielu przedstawiło swoje wyniki w licznych publikacjach. Otóż wynika z nich, że Galaktyka w której się znajdujemy, składa się z ok. 100 miliardów gwiazd. Gwiazdy te są rozłożone w całej objętości galaktyki w sposób nierównomierny. Dla przykładu weźmy naszą gwiazdę, czyli Słońce, wokół którego "gęstość gwiezdna" wynosi 120 gwiazd/ 1000 parsek3 [parsek sześcienny]. Co więcej jeśli wziąć pod uwagę klasę widmową gwiazd, to gęstość ta jest różna w zależność od klasy. Najwięcej znajduje się w sąsiedztwie Słońca gwiazd o typie widmowym M, przypada ich 40 na 100 parseków3. Można pokusić się o wyznaczenie funkcji gęstości gwiazd, czyli przedstawienia zależności liczby gwiazd w zależności od położenia względem określonego miejsca w Galaktyce. Aby to uczynić należy uwzględnić w jakim stopniu światło gwiazd zostaje osłabione po przejściu przez materię międzygwiezdną. Takie obliczenia zostały już przeprowadzone przez naukowców, jednak tylko dla odległości do 2000 parseków od Słońca. Okazuje się po zanalizowaniu tej funkcji, że w odległości ok. 1600 parseków od płaszczyzny powierzchni dysku naszej Galaktyki gęstość gwiazd spada do 1/30 wartości jaka jest w okolicach Słońca. Głównym celem takich prowadzonych badań statystycznych jest przede wszystkim poznanie budowy naszej Galaktyki i określenie dokładnego położenia naszego Układu Słonecznego w niej.

Na początku, gdy zastanawiano się na położeniem Słońca w Galaktyce, wyniki badań wskazywały, że znajduje się ono w pobliżu centrum Galaktyki. Taki obraz został nakreślony przez prace statystyczne Kepteyena, przeprowadzonych na przełomie XIX i XX wieku. Wyniki tych prac wskazywały także na to, że gęstość gwiazd powinna maleć wraz z odległością od Słońca. Jednak zupełnie co innego uważała w 1917 roku H. Shapley. Swoje zdanie opierał on na przeprowadzonych przez siebie badaniach nad rozmieszczeniem w przestrzeni kulistych gromad gwiazd, którego środek uważał za centrum Galaktyki. A dlaczego to się nie zgadzało z teorią Kepteyena? Otóż gromady kuliste gwiazd, można obserwować przeważnie tylko po jednej stronie nieba, tworząc kulisty rozkład którego centrum znajduje się w gwiazdozbiorze Strzelca. Na podstawie tych obserwacji Shapley w 1917 roku oszacował, że Słońce znajduje się w odległości 15000 parseków od centrum Galaktyki. W ten sposób znajdowałoby się ono na peryferii spłaszczonego układu Drogi Mlecznej, która ma postać dysku, o średnicy w płaszczyźnie równika galaktycznego wynoszącej ok. 100 000 parseków. To rewolucyjne spojrzenie Shapleya na budowę naszej Galaktyki, jak się później okazało, było całkiem słuszne. Jedynie oszacowania Shapleya co do odległości Słońca od centrum Galaktyki okazały się niedokładne, a to dlatego, że naukowiec w swoich obliczeniach nie uwzględnił ekstynkcji międzygwiazdowej. W Galaktyce można wyróżnić tzw. podstystemy, których jest trzy. Pierwszy z nich to składowa płaska, charakteryzująca się największym spłaszczeniem w skład której wchodzą długookresowe cefeidy, gwiazdy należące do typów widmowych O i B, a także otwarte gromady gwiazd i mgławice. Drugi z podsystemów to składowa sferyczna, która charakteryzuje się już mniejszym spłaszczeniem, a w skład której wchodzą gwiazdy o typach widmowych R i N, gwiazdy nowe, o zmieniającym się i stałym blasku, a także mgławice międzyplanetarne. Co ciekawe to występuje pewna analogia pomiędzy gwiazdami należącymi do Populacji I, a składową płaską, oraz pomiędzy gwiazdami należącymi do Populacji II i składową sferyczną. Przypomnijmy, że gwiazdy które należą do Populacji I, to gwiazdy stosunkowo młode, które grupują się w pobliżu ramion spirali Galaktyki. Natomiast gwiazdy Populacji II, to gwiazdy starsze. Jednak w dniu dzisiejszym stosuje się inny podział gwiazd.

Prawie do końca XIX wieku istniało przekonanie że gwiazdy poruszają się w całkowicie bezładny sposób. Jednak gdy dokładniej się przyjrzano ruchom gwiazd i je głębiej zanalizowano, okazało się że gwiazdy nie poruszają się w chaotyczny sposób, ale, że istnieją pewne wyróżnione kierunki ich ruchu. Pierwszym człowiekiem który to zauważył, był niemiecki astronom H. Kobold i dokonał tego w 1890 roku. Po nim, problemem tym zajęli się także wielcy uczeni XX wieku, Keypten, Charlier, Eddington, czy Schwarzschild. W 1904 roku zapoczątkowano badania, z inicjatywy Keyptena, nad systematycznymi ruchami gwiazd. Analizując ruchy własne gwiazd, Keypten doszedł do wniosku, że ruchy te można najlepiej wyjaśnić jeżeli przyjmie się istnienie dwóch prądów gwiezdnych, które poruszają się względem siebie w przeciwnych kierunkach. Kierunek ruchu tych gwiazd musiał być równoległy do płaszczyzny Galaktyki. W latach 1906 - 1915, teorią przedstawioną przez Keyptona, zajął się dokładniej Eddington. Zupełnie jednak inne stanowisko przyjął Schwarzschild, który tłumaczył zaobserwowane ruchy gwiazd, że nie jest on wynikiem dwóch przeciwnych prądów, a jedynie eliptycznym rozkładem prędkości gwiazd. Ruch gwiazd został jednak dopiero dobrze wytłumaczony i zrozumiany w momencie gdy przyjęto że Galaktyka porusza się w sposób obrotowy wokół własnej osi. Sam już spłaszczony kształt naszej Galaktyki mógł nasuwać skojarzenia, iż obraca się ona dookoła własnej osi. Co ciekawe taka hipoteza pojawiła się dużo wcześniej i wysnuł ją w 1859 roku polski astronom Marian Kowalski i co więcej to stworzył do tego matematyczną teorię opisującą taki ruch. Jednak w wyniku nie posiadania wystarczających danych obserwacyjnych, jego hipoteza nie mogła być należycie sprawdzona, przez co została zapomniana. W późniejszych latach, bo w roku 1913 szwedzki astronom Charlier próbował udowodnić, że Galaktyka się obraca, wykorzystując do tego celu obserwacje ruchów własnych gwiazd. Jednak dopiero w latach 1925 - 1927 udało się tego dokonać dwóm astronomom pracującym niezależnie: Lindbladowi ze Szwecji i Oortowi z Holandii. Zupełnie niezależnie od siebie stworzyli oni teorię ruchu obrotowego Galaktyki. W swojej pracy Lindblad założył, że Galaktyka zbudowana jest z podsystemów, które obracają się wokół wspólnej osi z różnymi prędkościami. Z kolei zaś Oort podał pierwsze dowody wynikające z obserwacji świadczące o ruchu obrotowym Galaktyki. Otóż ruch gwiazd wokół centrum Galaktyki, zależny jest od rozkładu masy w niej. Gdyby masa w całej objętości Galaktyki była rozmieszczona w sposób równomierny, to Galaktyka jako całość obracałaby się podobnie jak ciało sztywne. Czyli prędkość liniowa gwiazd wzrastałaby wraz z odległością od środka Galaktyki. Natomiast w przypadku, gdy większość masy skoncentrowana byłaby w pobliżu centrum Drogi Mlecznej, to gwiazdy poruszałyby się w taki sposób, jak to opisują prawa Keplera. Czyli gwiazdy znajdujące się w większej odległości od centrum miałyby mniejszą prędkość liniową niż gwiazdy znajdujące się bliżej. Mówiąc krótko, wówczas prędkość liniowa gwiazd malałaby wraz z odległością od centrum Galaktyki. Gdyby jednak masa była skoncentrowana blisko środka Drogi Mlecznej, to gwiazdy poruszałyby się zgodnie z prawami Keplera, czyli te bliżej centrum miałyby większą prędkość liniową niż te położone dalej. Aby przekonać się o tym, że faktycznie Galaktyka obraca się wokół swego środka, należy przyjrzeć się bliżej prędkościom radialnym gwiazd. Właśnie w ten sposób sprawdził istnienie ruchu obrotowego Galaktyki Oort. Z przeprowadzonych przez niego badań jasno wynikało, że prędkość liniowa maleje wraz z odległością od centrum Galaktyki, a to jednoznacznie wskazywało na to, że masa Galaktyki jest skoncentrowana wokół jej centrum. Jednak aby dobrze zrozumieć w jaki sposób ruch obrotowy wpływa na prędkość radialną gwiazd przyjmijmy następujący model. Otóż zakładamy, że gwiazdy poruszają się po kołowych orbitach, które wszystkie swój środek mają w centrum Galaktyki. Ich prędkość liniowa w ruchu po orbitach jest tym większa im bliżej znajdują się one centrum Drogi Mlecznej, czyli im orbita ma mniejszą średnicę. Dzięki teorii ruchu obrotowego Galaktyki, możliwe stało się wyjaśnienie obserwowalnej asymetrii w ruchu gwiazd. Otóż grupa gwiazd do których należy także Słońce poruszają się względnie z taką samą prędkością. Natomiast inne gwiazdy, należące do innej grupy a znajdujące się w większej odległości od Słońca, zgodnie z modelem poruszają się po orbicie o większej średnicy, czyli z mniejszą prędkością liniową. Tak więc nasze Słońce niejako prześciga te gwiazdy w ruchu wokół centrum Galaktyki. Takie powolniejsze gwiazdy to np. gwiazdy należące do II populacji, czyli względnie młode. W związku z tym, gwiazdy które poruszają się w kierunku przeciwnym niż Słońce, wydają się nam poruszać szybciej od niego. W rzeczywistości ich prędkość jest dużo mniejsza od prędkości Słońca i są to gwiazdy powolne względem środka Galaktyki. Oczywiście w ruchu obrotowym wokół centrum Drogi Mlecznej biorą udział nie tylko gwiazdy, ale także wszelka materia międzygwiezdna, a w szczególności wodór. Jak już powiedzieliśmy, wodór emituje promieniowanie radiowe i poprzez rejestrację tego promieniowania jesteśmy w stanie określić szereg parametrów dotyczących tego ruchu obrotowego.

Jak więc widać już w XIX wieku pojawiały się głosy, trafnie przewidujące jak wygląda nasza Galaktyka. Jednak wówczas techniki obserwacyjne były jeszcze zbyt ograniczone, aby te hipotezy można było poprzeć niepodważalnymi dowodami. Już w latach 1894 - 1900 holenderski amator astronomii, C. Easton określił strukturę Galaktyki spiralną i co więcej stwierdził, że Słońce znajduje się w na skraju takiej spirali. Jego trafne wnioski wynikały z zasugerowania się spiralną budową wielu mgławic, które już wówczas były obserwowane. Jednak dopiero w 1930 roku narzędzia astronomiczne dostarczyły pierwszych obserwacji, które były w stanie potwierdzić hipotezę o spiralnym kształcie naszej Galaktyki. W dalszych latach, a w szczególności w II połowie XX wieku nastąpił znaczny postęp w rozwoju technik obserwacji Wszechświata. W 1951 roku amerykański astronom W. Morgan w wyniku prowadzonych przez siebie obserwacji nad przestrzennym rozmieszczeniem gwiazd, zauważył iż układają się one w coś na kształt ramion spirali. Jednak bezpośrednie obserwacje optyczne były utrudnione z powodu istnienia ekstynkcji międzygwiezdnej. Jednak wkrótce miały miejsce narodziny radioastronomii i okazało się, że obserwacje radioastronomiczne są pozbawione takich niedogodności. Wówczas to właśnie wykorzystano obecność wodoru, który emituje promieniowanie radiowe i dzięki temu zaobserwowano, że jego rozkład w przestrzeni faktycznie ma kształt spirali. Co więcej naukowcy byli w stanie określić gdzie w takiej spirali znajduje się nasze Słońce i jak na razie wszystko wskazuje na to, że znajduje się ono w ramieniu spirali, które wskazuje obecnie na gwiazdozbiór Łabędzia.

Ostatnie lata przyniosły wiele ciekawych danych, dzięki którym coraz lepiej znamy budowę naszej Galaktyki, a także otoczenia w którym się znajduje. Otóż ostatnie badania przeprowadzone za pomocą radioteleskopów wskazują na to, że Droga Mleczna otoczona jest rozrzedzoną kulistą powłoką, którą określa się jako Halo Galaktyczne. Średnica tej powłoki prawdopodobnie wynosi ok. 50000 parseków i stanowią ją kuliste gromady gwiazd. Ta rozrzedzona powłoka, bywa także nazywana koroną galaktyczną, którą charakteryzuje ciągłe promieniowanie radiowe. Jak na razie badania nad halo galaktycznym znajdują się jeszcze w początkowych etapach, jednak ich dalszy postęp pozwoli na poznanie pola magnetycznego jakie roztacza się wokół Galaktyki. Fakt istnienie ruchu obrotowego Galaktyki, oraz ruchy gwiazd spowodowały powstanie nowej dziedziny w astronomii, a mianowicie działu "Dynamika galaktyczna". Korzenie tej dziedziny sięgają roku 1915, kiedy to byli pionierami w badaniach na tym polu. W następnych latach dynamika galaktyczna głównie zajmowała się teoriami, które miały opisywać ruch gwiazd, prędkość ramion spirali, czy wyjaśniać problem galaktycznych orbit gwiazd. Zagadnienia te do tej pory stanowią problem dla wielu naukowców, a to głównie dlatego, że są to zagadnienia bardzo skomplikowane i nie istnieje zbyt pokaźna liczba danych o rozkładzie materii w Galaktyce. Do zadań dynamiki galaktycznej należy jeszcze opisanie ewolucji Drogi Mlecznej, przy szczególnym uwzględnieniu ewolucji gwiazd ją tworzących.