Перегляд вихідного коду сторінки Чумацький Шлях

{{Otheruses|Чумацький шлях}}
{{Галактика
| Назва                        = Чумацький Шлях
| Зображення                   = ESO-VLT-Laser-phot-33a-07.jpg
| image_size = 300px
| Тип                          = [[спіральна галактика]] з перемичкою
| Відкривач                    = відома здавна
| Дата відкриття               =
| Епоха                        = [[J2000.0]]
| Сузір'я                      = Стрілець
| Пряме_піднесення             = 17год 45,6хв. (Центр Галактики)
| Схилення                     = -28° 56' (Центр Галактики)
| Хаббл-тип                    = [[Спіральна галактика з перемичкою|SBbc]] 
| Видима_зоряна_величина       =
| Фотографічна_зоряна_величина =
| Видимі_розміри               =
| Яскравість_поверхні          =
| Відстань                     =
| Червоний_зсув                =
| Абсолютна_зоряна_величина    = -20,9
| Швидкість                    = 552
| Радіус                       =
| Діаметр                      = 100 000 [[Світловий рік|св. років]]
| Кутове положення             =
| Маса                         = 6,82 × 10<sup>11</sup> [[Маса Сонця|M<sub>⊙</sub>]]
| Властивості                  =
| Позначення                   =
}}
'''Чума́цький Шлях''', також '''Моло́чний Шлях''' або '''Гала́ктика{{Ref+|Наприклад, варіант «Молочний Шлях» переважає в університетських підручниках «Позагалактична астрономія» Кудрі й Вавилової{{Sfn|Кудря, Вавилова|2016|p=29}}, «Загальна астрономія» Андрієвського та ін.{{Sfn|Андрієвський та ін.|2019|p=397}}, «Астрономія» Климишина та ін.<ref name=":11">{{книга|автор=І. А. Климишин, Г. О. Гарбузов, Б. О. Мурніков, Т. І. Кабанова |частина= |посилання частина= |заголовок=Астрономія |оригінал= |посилання=https://www.mao.kiev.ua/index.php/ua/pdf-opener?Klymyshyn_Astronomy_2012 |відповідальний= |видання= |місце=Одеса |видавництво=Астропринт |рік=2012 |том= |сторінки=255 |сторінок=352 |серія= |isbn= 978–966–190–656–2 |тираж= |ref= }}</ref>, «Основи елементарної астрономії» Захожая й Захожай<ref name=":13">{{книга|автор=Захожай В. А., Захожай О. В. |частина=Наша зоряна система |посилання частина= |заголовок=Основи елементарної астрономії |оригінал= |посилання=https://www.mao.kiev.ua/index.php/ua/pdf-opener?Astronomia_Zakhozhai |відповідальний= |видання= |місце=Харків |видавництво=ХНУ імені В.Н. Каразіна |рік=2021 |том= |сторінки=141-144 |сторінок=232 |серія= |isbn= |тираж= |ref= }}</ref>, а «Чумацький Шлях»&nbsp;— в підручниках «Астрофізика» Александрова й Шевченка{{Sfn|Александров, Шевченко|2016|p=111}}, «Вступ до астрофізики та Космології» Захожая{{Sfn|Захожай|2017|p=149}}, «Загальна астрономія» Панько й Сергієнко<ref name=":14">{{книга|автор=Панько О. О., Сергієнко О. Г. |частина= |посилання частина= |заголовок=Загальна астрономія |оригінал= |посилання=https://www.mao.kiev.ua/index.php/ua/pdf-opener?Panko_Serhienko_Zag_Astronomy_2020 |відповідальний= |видання= |місце=Одеса |видавництво=ОНУ ім. І. І. Мечникова |рік=2020 |том= |сторінки=17 |сторінок=128 |серія= |isbn=978-617-689-390-5 |тираж= |ref= }}</ref>. «Молочний Шлях» переважає в шкільному підручнику Головка та ін.<ref name=":15">{{книга|автор=Головко М. В., Крячко І. П., Мельник Ю. С., Непорожня Л. В., Сіпій В. В. |частина=Молочний Шлях та інші галактики |посилання частина= |заголовок=Фізика і астрономія |оригінал= |посилання=https://files.pidruchnyk.com.ua/uploads/book/11-klas-fizika-astronomiia-holovko-2019.pdf |відповідальний= |видання= |місце=Київ |видавництво=Педагогічна думка |рік=2019 |том= |сторінки=254 |сторінок=288 |серія= |isbn=978-966-644-500-4 |тираж= |ref= }}</ref>, а «Чумацький Шлях»&nbsp;— у шкільному підручнику Сиротюка й Мирошниченка<ref name=":16">{{книга|автор=Сиротюк В. Д., Мирошніченко Ю. Б. |частина=Наша Галактика. Молочний Шлях. Місце Сонячної системи в Галактиці |посилання частина= |заголовок=Астрономія |оригінал= |посилання=https://files.pidruchnyk.com.ua/uploads/book/11-klas-astronomiia-syrotuk-2019.pdf |відповідальний= |видання= |місце=Київ |видавництво=Генеза |рік=2019 |том= |сторінки=131 |сторінок=160 |серія= |isbn=978-966-11-0977-2 |тираж= |ref= }} Попри варіант «Молочний Шлях» в назві розділу, в самому тексті вживається майже виключно «Чумацький Шлях».</ref>. «[[Астрономічний енциклопедичний словник]]» містить статтю «Молочний Шлях», але в ній «Чумацький Шлях» також вказується як припустимий варіант<ref name=":17">{{А-Е-С|Молочний Шлях|302|m1}}</ref>. Назва «Галактика» зустрічається практично в усіх україномовних навчальних і наукових джерелах. Інші народні назви, такі як «Божа Дорога» або «Пташина Дорога», в спеціалізованій астрономічній літературі практично не зустрічаються.|вин.|назва}}'''&nbsp;— [[Спіральні галактики|спіральна галактика]], у якій розташована наша [[Сонячна система]] й майже всі зорі, видимі на небі [[Неозброєне око|неозброєним оком]]. Назва «Чумацький Шлях» походить від [[Чумацький Шлях (явище)|світлої туманної смуги]] на нічному небі, світло якої утворено численними тьмяними зорями в диску Галактики.

Більшість зір у Галактиці зосереджено в [[Галактичний диск|галактичному диску]] зі [[Галактичний рукав|спіральними рукавами]]. Також Галактика має середніх розмірів [[балдж]] (потовщення в центрі) і помірно виражений [[Бар (астрономія)|бар]] (перемичку). З точки зору [[Морфологічна класифікація галактик|морфологічної класифікації]] Чумацький Шлях відносять до типу SBbc чи SABbc. Диск Чумацького Шляху оточений галактичним гало, в якому міститься невелика частка зір та велика кількість [[Темна матерія|темної матерії]]. У [[Галактичний центр|центрі Галактики]] розташована [[надмасивна чорна діра]].

Радіус [[Галактичний диск|зоряного диска]] Чумацького Шляху становить близько 16 [[Парсек|кілопарсек]]. Повна маса Галактики з урахуванням [[Темна матерія|темної матерії]] оцінюється в 1—2 {{E|12}} {{Маса Сонця}}. У Чумацькому Шляху є від 100 до 400 мільярдів [[Зоря|зір]], а його світність становить 2 {{E|10}} {{Світність Сонця}}. Порівняно з іншими спіральними галактиками Чумацький Шлях має досить велику масу та високу світність. [[Сонячна система]] розташована на відстані 8 кілопарсеків від центру Галактики і рухається навколо нього зі швидкістю 220 км/с.

У Чумацькому Шляху [[Зореутворення|темп зореутворення]] становить 1,6—2{{Маса Сонця}} на рік. У спрощеному вигляді [[зоряне населення]] Галактики можна поділити [[Зоряне населення|населення I]] і [[Зоряне населення|населення II]]. Перше складається з відносно молодих зір з високою [[Металічність|металічністю]], які рухаються орбітами, близькими до колових, і складають плаский [[галактичний диск]], що обертається. Друге&nbsp;— це старі зорі, бідні важкими елементами, які рухаються витягнутими орбітами і становлять [[Галактичне гало|гало]] сфероїдальної форми, яке не обертається як ціле, і [[балдж]]. [[Міжзоряне середовище|Міжзоряний газ]] і [[Розсіяне скупчення|розсіяні зоряні скупчення]] відносяться до населення I, а [[Кулясте скупчення|кулясті скупчення]]&nbsp;— до населення II. Більш точним є поділ зоряного населення на підсистеми [[Товстий диск|товстого]] та [[Тонкий диск|тонкого диска]], гало та балджа окремо. Різні підсистеми галактики мають різну динаміку: більш плоскі підсистеми швидше обертаються і мають меншу дисперсію швидкостей.

Чумацький Шлях розташований у [[Місцева група|Місцевій групі галактик]]. Він другий у групі за розміром і за кількістю зір після [[Галактика Андромеди|галактики Андромеди]], але маси двох галактик одного порядку. Чумацький Шлях має понад 20 [[Галактика-супутник|галактик-супутників]], з яких найбільші&nbsp;— [[Велика Магелланова Хмара|Велика]] та [[Мала Магелланова Хмара|Мала Магелланові Хмари]]. За 4 млрд років відбудеться [[Зіткнення галактик Чумацький Шлях і Туманність Андромеди|зіткнення та злиття Чумацького Шляху та галактики Андромеди]], внаслідок чого утвориться [[еліптична галактика]].

Чумацький Шлях відомий з давніх-давен. В 1610 [[Галілео Галілей]] виявив, що дифузне світло смуги Чумацького Шляху створюється великою кількістю тьмяних зір. У 1784—1785 роках [[Фрідріх Вільям Гершель]] зробив першу спробу визначити розмір та форму нашої Галактики і зробив висновок, що Чумацький Шлях має форму сплюснутого диска, проте сильно недооцінив його діаметр. У 1917 році [[Гарлоу Шеплі]] вперше показав, що Сонце розташоване далеко від центру нашої Галактики, а в 1924—1925 роках [[Едвін Габбл]] зміг довести, що [[Всесвіт]] не обмежується нашою Галактикою. Важливу роль у вивченні нашої Галактики зіграв космічний телескоп [[Гіппаркос|Hipparcos]], запущений у 1989 році, за допомогою якого було виміряно координати, [[Власний рух|власні рухи]] та відстані до великої кількості зір. З 2013 року це завдання виконує космічний телескоп [[Gaia]].

Чумацький Шлях здавна мав культурне та релігійне значення у різних народів. Українська назва «Чумацький Шлях» пов'язує його з дорогою [[Чумацтво|чумаків]] по сіль з України до Криму. Назва «Молочний Шлях» походить з [[Антична міфологія|греко-римської міфології]]. За однією з легенд, це молоко, яке розбризкалось з грудей богині [[Гера|Гери]], які спробував посмоктати немовля [[Геракл]]. Саме слово «галактика» також пов'язане з цим міфом і походить від {{Lang-grc|Κύκλος Γαλαξίας}}, що у перекладі означає «молочне коло». Слово «Галактика» з великої літери означає Чумацький Шлях, а [[Галактика|«галактика»]] з малої літери - будь-яку велику зоряну систему.

== Назва ==
{{main|Чумацький Шлях (явище)}}
[[Файл:Jacopo_Tintoretto_-_The_Origin_of_the_Milky_Way_-_Google_Art_Project.jpg|міні|300x300пкс|«<nowiki/>[[Походження Чумацького Шляху (картина)|Походження Молочного Шляху]]<nowiki/>»<nowiki/>, картина [[Якопо Тінторетто|Тінторетто]]]]
Назва '''Молочний Шлях''' походить з [[Антична міфологія|греко-римської міфології]]. За однією з легенд, [[Зевс]] (або [[Гермес]] за наказом Зевса) підніс [[Геракл]]а, позашлюбного сина Зевса і смертної жінки, до грудей сплячої [[Гера|Гери]], щоб дитина випила її божественне молоко і стала безсмертною. Гера прокинулась і відштовхнула немовля, а молоко з її грудей бризнуло на небо, утворивши Молочний Шлях. В іншій версії легенди [[Афіна]] принесла Гері покинутого в лісі Геракла, і Гера згодилась погодувати його груддю, але Геракл так сильно вкусив її за грудь, що вона мусила відірвати його, розливши молоко<ref>{{Cite web|url=http://judy-volker.com/StarLore/Myths/MilkyWay1.html|title=Myths about the Milky Way|website=judy-volker.com|archive-url=https://web.archive.org/web/20220701070331/http://judy-volker.com/StarLore/Myths/MilkyWay1.html|archive-date=1 липня 2022|url-status=live|access-date=2022-03-21}}</ref><ref name="Leeming2">{{Cite book
|url=https://books.google.com/books?id=YJawuz5Q1vEC&pg=PA44
|title=Mythology: The Voyage of the Hero
|last=Leeming
|first=David Adams
|date=1998
|publisher=Oxford University Press
|edition=Third
|location=Oxford, England
|page=44
|isbn=978-0-19-511957-2
|archive-url=https://web.archive.org/web/20230326142931/https://books.google.com/books?id=YJawuz5Q1vEC&pg=PA44
|archive-date=26 березня 2023
|url-status=live
|access-date=24 квітня 2019
}}</ref><ref name="Pache2">{{Cite book
|title=Ancient Greece and Rome
|last=Pache
|first=Corinne Ondine
|date=2010
|editor-last=Gargarin
|editor-first=Michael
|publisher=Oxford University Press
|volume=1: Academy-Bible
|location=Oxford, England
|page=400
|chapter=Hercules
|isbn=978-0-19-538839-8
|archive-url=https://web.archive.org/web/20230326142932/https://books.google.com/books?id=lNV6-HsUppsC&pg=RA2-PA400
|archive-date=26 березня 2023
|url-status=live
|access-date=24 квітня 2019
}}</ref>. За цим сюжетом написали картини багато художників, зокрема [[Пітер Пауль Рубенс|Рубенс]] і [[Якопо Тінторетто|Тінторетто]]. Слово [[Галактика|«галактика»]] також пов'язане з цим міфом і походить від {{Lang-grc|Κύκλος Γαλαξίας}}, що в перекладі означає «молочне коло»{{Sfn|Waller|2013|сторінки=10—16}}<ref>{{Cite web|url=http://www.ianridpath.com/startales/milkyway.html|title=Star Tales – Milky Way|last=Ridpath I.|website=|archiveurl=https://web.archive.org/web/20220131081441/http://www.ianridpath.com/startales/milkyway.html|archivedate=2022-01-31|deadurl=no|accessdate=2022-02-21}}</ref>. Написане з великої літери, слово '''Галактика''' вживається на позначення нашої галактики, Чумацького Шляху, натомість як те ж слово, написане з малої літери позначає галактики взагалі<ref name="AESgal">{{А-Е-С|Галактика|90|g}}</ref>.

В українській мові поширена назва '''Чумацький Шлях''', яка асоціюється з сіллю, розсипаною з [[Чумацтво|чумацьких]] возів, або з можливим використанням смуги Чумацького шляху чумаками для знаходження правильного напрямку під час своїх подорожей по сіль до Криму<ref name="prirodoznavstvo">{{книга|автор=Гільберг Т.Г., Сак Т.В. |частина= |посилання частина= |заголовок=Природознавство, 4 клас |оригінал= |посилання=https://pidruchnyk.com.ua/677-prirodoznavstvo-glberg-sak-4-klas.html |відповідальний= |видання= |місце=Київ |видавництво=Генеза |рік=2015 |том= |сторінки=25 |сторінок= |серія= |isbn= |тираж=40005 |ref= }}</ref><ref name="Zubko"/>. В україномовній астрономічній літературі використовуються майже виключно ці три назви&nbsp;— Чумацький Шлях, Галактика і Молочний Шлях'''{{Ref+||вин.|назва}}'''. Однак в народі зустрічаються й інші назви: '''Богів Шлях'''<ref>[http://encyclopedia.kiev.ua/vydaniya/files/use/first_book/part1.pdf Богів Шлях або Чумацька Дорога] {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20210311000512/http://encyclopedia.kiev.ua/vydaniya/files/use/first_book/part1.pdf |date=11 березня 2021 }} // {{УМЕ1|сторінки=100-101}}</ref> або '''Божа Дорога'''<ref>Енциклопедія Коломийщини, зшиток 2, літера Б</ref>, '''Зоряна Дорога''', '''Солом'яна Дорога''', '''Пташина Дорога'''<ref name="prirodoznavstvo"/>, '''Дорога у Вирій''' (тобто шлях, яким [[Міграція птахів|птахи відлітають]] на південь), '''Єрусалимський Шлях''' (напрямок паломництва у [[Свята земля|Святу землю]])<ref name="Zubko">{{Стаття |автор=Зубко, А. |посилання_на_автора= |назва=Українська ономастика: здобутки і проблеми |посилання=http://dspace.nbuv.gov.ua/bitstream/handle/123456789/32501/19-Zubko.pdf |відповідальний= |видання=[[Спеціальні історичні дисципліни: питання теорії та методики]] |видання посилання= |тип= |рік=2007 |місяць= |том= |випуск= |номер= |сторінки=262-281 |issn= |bibcode= |doi= |pmid= |мова= }}</ref>.

== Історія дослідження Галактики ==

=== До XX століття ===
[[Файл:Herschel-Galaxy.png|міні|ліворуч|Будова Галактики за результатами [[Фрідріх Вільям Гершель|Вільяма Гершеля]]. Крапка в центрі означає положення Сонця.|398x398px]]
Чумацький Шлях відомий з прадавніх часів. [[Клавдій Птолемей]], який жив у I—II століттях, склав його докладний опис, проте тільки в 1610 році [[Галілео Галілей]] вперше зробив правильний висновок, що Галактика складається з зір. Спостерігаючи у свій телескоп, він виявив, що дифузне світло смуги Чумацького Шляху створюється великою кількістю слабких зір{{Sfn|Combes, Lequeux|2016|с=1}}.

Через півтора століття після Галілея, в 1784—1785 роках, [[Фрідріх Вільгельм Гершель|Вільям Гершель]] зробив першу спробу визначити розмір і форму Чумацького Шляху. Він виміряв кількість зір у різних напрямках по всьому небу та зробив висновок, що наша Галактика має форму сплюснутого диска. Гершель також спробував оцінити розміри Галактики: він був змушений оцінювати їх в одиницях середньої відстані між зорями, яка в його час не була відома&nbsp;— він зробив висновок, що діаметр Чумацького Шляху складає 800 середніх відстаней між зорями, а товщина&nbsp;— 150. Це відповідає діаметру приблизно 1800 парсек і товщині 340 парсек&nbsp;— оцінка товщини з того часу змінилася мало, а ось оцінка діаметра через [[міжзоряне поглинання]] світла виявилася сильно заниженою. Крім того, Гершель зробив невірний висновок, що Сонце знаходиться поблизу центру Галактики{{Sfn|Combes, Lequeux|2016|сторінки=2—3}}.

Ще одну спробу оцінити розміри Галактики практично тим самим способом зробив [[Струве Василь Якович|Василь Струве]] у 1847 році. До цього часу вже були визначені відстані до деяких зір, зокрема, в 1838 році [[Фрідріх-Вільгельм Бессель|Фрідріх Бессель]] виміряв [[паралакс]] зорі [[61 Лебедя]] і визначив, що відстань до неї становить 3,3 парсека{{Sfn|Waller|2013|с=28}}. Струве оцінив, що розмір Галактики не менше 4 кілопарсеків, а також припустив існування [[Міжзоряне поглинання|міжзоряного поглинання]]. Крім того, він зауважив, що концентрація зір зменшується при віддаленні від площини Галактики{{Sfn|Combes, Lequeux|2016|сторінки=2—3}}.

=== XX століття ===
На початку XX століття продовжувалися спроби визначити розмір Чумацького Шляху. Зокрема, [[Гуґо фон Зелігер|Гуґо Зелігер]] та [[Якобус Корнеліус Каптейн|Якобус Каптейн]] проводили спостереження з використанням [[Фотопластина|фотопластинок]] та неодноразово робили оцінку розміру нашої Галактики. Останні оцінки Зелігера 1920 року і Каптейна 1922 року склали відповідно 14,4 × 3,3 і 16 × 3 кілопарсек. Обидві моделі, як і модель Гершеля, помилково припускали, що Сонце розташоване поблизу центру. Астрономи тоді вже розуміли, що міжзоряне поглинання впливає на результати спостережень, але не могли точно його виміряти{{Sfn|Сурдин|2017|с=119—125}}.

У 1917 році [[Гарлоу Шеплі]] виміряв розміри Чумацького Шляху іншим способом: за розподілом [[Кулясте скупчення|кулястих зоряних скупчень]], відстань до яких він визначав за допомогою [[Цефеїда|цефеїд]]. У результаті Шеплі зробив висновок, що розмір Галактики становить 100 кілопарсек, а відстань від Сонця до її центру&nbsp;— 13 кілопарсек. Хоча обидва ці значення виявилися завищеними, Шеплі вперше показав, що Сонце знаходиться далеко від центру нашої Галактики{{Sfn|Сурдин|2017|с=119—125}}.

При цьому Шеплі, як і багато інших тогочасних астрономів, вважав, що весь Всесвіт обмежується нашою Галактикою, яка включає всі видимі астрономічні об'єкти{{Sfn|Ефремов|2006|с=35}}. У 1920 році пройшла [[Великий диспут|Велика суперечка]]&nbsp;— дискусія між Шеплі і [[Гебер Дуст Кертіс|Гебером Кертісом]], присвячена розмірам Галактики, положенню Сонця в ній та природі [[Спіральні галактики|спіральних туманностей]]. Зокрема, Кертіс не довіряв оцінкам відстаней, отриманим Шеплі{{Ref+|Метод, який використовував Шеплі, сам по собі був коректним, але через помилку на порядок в оцінці світності цефеїд у кулястих скупченнях оцінка відстані виявилася завищеною в 3 рази{{Sfn|Waller|2013|pp=45—48}}.|вин.}}. У моделі Кертіса Галактика мала набагато менші розміри, Сонце знаходилося поблизу її центру, а деякі об'єкти, такі, як [[Галактика Андромеди|туманність Андромеди]], були позагалактичними. Насправді і Шеплі, і Кертіс частково мали рацію{{Sfn|Сурдин|2017|с=119—125}}<ref>{{Стаття|url=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/1995PASP..107.1133T|author=Trimble V.|title=The 1920 Shapley-Curtis Discussion: Background, Issues, and Aftermath|date=1995|місяць=12|language=en|видання=Publications of the Astronomical Society of the Pacific|том=107|pages=1133|issn=0004-6280|place=Chicago|publisher=[[University of Chicago Press]]|doi=10.1086/133671|archivedate=2020-08-01|archiveurl=https://web.archive.org/web/20200801045921/https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/1995PASP..107.1133T}}</ref>.

Довести, що Всесвіт не обмежується нашою Галактикою, зміг [[Едвін Габбл]] у 1924—1925 роках. За спостереженнями цефеїд у кількох «туманностях» Габбл визначив відстані до них, які виявилися набагато більшими, ніж розмір Чумацького Шляху навіть у завищеній оцінці Шеплі. Так було доведено, що ці туманності знаходяться за межами нашої Галактики та насправді є окремими зоряними системами&nbsp;— іншими галактиками<ref name=":03">{{БРЭ}}</ref>{{Sfn|Waller|2013|сторінки=48—52}}.

У 1925 році [[Бертіл Ліндблад]] зауважив, що зорі, які мають великі швидкості відносно Сонця, мають асиметричний розподіл швидкостей і всі рухаються в один бік відносно Сонця. Те саме він помітив і для кулястих скупчень. Ліндблад пояснив це тим, що Сонце і більшість його зір знаходяться в плоскому диску, який обертається навколо центру Галактики, а кулясті скупчення і невелика частина зір утворюють підсистему сферичної форми, яка практично не обертається, через що її елементи мають великі швидкості відносно Сонця, направлені в один бік. У 1927—1928 роках Ліндблад і [[Ян Гендрик Оорт|Ян Оорт]] довели, що Галактика обертається навколо центру, який збігається з центром системи кулястих скупчень, виявленим Шеплі, і помітили, що обертання не твердотільне, а [[Диференціальне обертання|диференціальне]]<ref name=":04">{{БРЭ}}</ref>{{Sfn|van den Bergh|2000|с=46}}.

У 1944 році [[Вальтер Бааде]] виявив відмінності між зорями диска Галактики та сфероїдальної підсистеми. Він розділив зорі за розподілом та динамікою на [[Зоряне населення|населення]] I та населення II. У 1940-х роках у Чумацькому Шляху вже виділяли [[Галактичний диск|диск]], [[балдж]] і [[Галактичне гало|гало]]. В 1950-х роках було виявлено, що зоряне населення також вирізняється хімічним складом{{Sfn|Combes, Lequeux|2016|с=45}}. 1953 року було виявлено ділянки [[Спіральний рукав галактики|спіральних рукавів]] Галактики в околицях Сонця, а наступного року&nbsp;— спіральну структуру всієї Галактики. Наприкінці 1950-х років було виявлено джерело радіовипромінювання [[Стрілець A]], розташоване в центрі Галактики{{Sfn|Ефремов|2006|с=44—46, 59}}. [[Бар (астрономія)|Бар]] у нашій Галактиці був вперше виявлений лише в 1991{{Sfn|van den Bergh|2000|с=46}}.

Важливу роль у вивченні структури Галактики відіграв космічний телескоп [[Гіппаркос|Hipparcos]], запущений 1989 року. Він виміряв положення, [[Власний рух|власні рухи]] та відстані до великої кількості зір. Для 120 тисяч зір власні рухи та відстані були виміряні з точністю краще за 10&nbsp;%, а для 2,5 мільйонів&nbsp;— із меншою точністю. Ці результати значно перевершили всі попередні, і, зокрема, дозволили уточнити інформацію про околиці Сонця{{Sfn|Combes, Lequeux|2016|с=12}}.

=== XXI століття ===
[[Файл:The_colour_of_the_sky_from_Gaia’s_Early_Data_Release_3_ESA22358060.png|міні|300x300пкс|Чумацький Шлях за даними [[Gaia]]]]На вивчення Чумацького шляху також вплинули дані, отримані в різних великих оглядах неба<ref>{{Стаття|url=https://www.jstor.org/stable/43298020|author=Strauss M. A.|title=Mapping the Universe: Surveys of the Sky as Discovery Engines in Astronomy|date=2014|language=en|видання=Daedalus|том=143|issue=4|pages=93–102|issn=0011-5266|place=Cambridge, MA|publisher=[[MIT Press]]|archivedate=2022-02-20|archiveurl=https://web.archive.org/web/20220220215204/https://www.jstor.org/stable/43298020}}</ref>. Наприклад, завдяки інфрачервоному огляду всього неба [[2MASS]], виконаному в 2000-х роках, з'явилася можливість детально вивчити центральні області Галактики, на спостереження яких впливає міжзоряне поглинання. Зокрема, за даними 2MASS було підтверджено наявність бара та було відкрито вторинний бар меншого розміру<ref>{{Стаття|url=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2004ASPC..317..129W|author=Weinberg M. D.|title=Finding the Milky Way in 2MASS|date=2004|місяць=12|language=en|видання=Milky Way Surveys: The Structure and Evolution of our Galaxy, Proceedings of ASP Conference #317. The 5th Boston University Astrophysics Conference held 15-17 June, 2003 at Boston University, Boston, MA, USA. Edited by Dan Clemens, Ronak Shah, and Teresa Brainerd. San Francisco: Astronomical Society of the Pacific|том=317|pages=129|відповідальний=edited by Clemens, Dan; Shah, Ronak Y.; Brainerd, Tereasa|place=Chicago|publisher=Astronomical Society of the Pacific|isbn=978-1-58381-252-5}}</ref>. За допомогою [[Слоанівський цифровий огляд неба|Слоанівського цифрового огляду неба]] було уточнено різні структурні параметри Галактики та відкрито нові [[Перелік зоряних потоків|зоряні потоки]] в гало<ref>{{Стаття|url=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2008ApJ...673..864J|author=Jurić M., Ivezić Z., Brooks A., Lupton R. H., Schlegel D.|title=The Milky Way Tomography with SDSS. I. Stellar Number Density Distribution|date=2008|місяць=2|language=en|видання=[[The Astrophysical Journal]]|том=673|pages=864–914|issn=0004-637X|place=Bristol|publisher=[[IOP Publishing]]|doi=10.1086/523619|archivedate=2022-02-23|archiveurl=https://web.archive.org/web/20220223155853/https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2008ApJ...673..864J}}</ref>{{Sfn|Combes, Lequeux|2016|сторінки=III, 85—86}}.

Крім того, різні спектроскопічні спостереження дозволили детально вивчити хімічну еволюцію Галактики, а завдяки спостереженням у [[Міліметрові хвилі|міліметровому]] та субміліметровому діапазоні було відкрито різні молекули у міжзоряному середовищі. Розвиток обчислювальної техніки дозволило моделювати процеси [[Утворення та еволюція галактик|формування та еволюції галактик]]{{Sfn|Combes, Lequeux|2016|с=III}}.

Космічний телескоп [[Gaia]], запущений у 2013 році, став наступником телескопа «<nowiki/>[[Гіппаркос]]<nowiki/>»{{Sfn|Combes, Lequeux|2016|с=12}}. Gaia вимірює положення і власні рухи зір Галактики з точністю в 200 разів вище, ніж у попередника, і може спостерігати набагато тьмяніші об'єкти<ref>{{Cite web|url=https://sci.esa.int/web/gaia/-/28820-summary|title=ESA Science & Technology - Summary|website=[[Європейське космічне агентство|ESA]]|accessdate=2022-02-20|archivedate=2022-02-20|archiveurl=https://web.archive.org/web/20220220215200/https://sci.esa.int/web/gaia/-/28820-summary|deadurl=no}}</ref>, і має на меті виміряти відстані до понад мільярда зір<ref>{{Cite web|url=https://www.cosmos.esa.int/web/gaia/dr3|title=Gaia DR3 content - Gaia - Cosmos|website=[[Європейське космічне агентство|ESA]]|accessdate=2022-07-10|archivedate=2022-06-27|archiveurl=https://web.archive.org/web/20220627022457/https://www.cosmos.esa.int/web/gaia/dr3|deadurl=no}}</ref><ref>{{Стаття|url=https://www.aanda.org/articles/aa/abs/forth/aa43940-22/aa43940-22.html|author=Gaia Collaboration|title=Gaia Data Release 3. Summary of the content and survey properties|date=2022-06-13|language=en|видання=Astronomy & Astrophysics|issn=0004-6361, 1432-0746|doi=10.1051/0004-6361/202243940}}</ref>.

Спостереження динаміки зір в центрі Галактики велись з 1990-х років, і до кінця 2010-х вони дозволили точно визначити масу надмасивної чорної діри [[Стрілець A*]] в центрі нашої Галактики і відстань до неї,&nbsp;— результат, відмічений Нобелівською премією з фізики [[Райнгард Ґенцель|Райгарду Ґенцель]] і [[Андреа Ґез]] в 2020 році<ref>{{cite news|date=6 жовтня 2020|title=The Nobel Prize in Physics 2020|language=en-us|url=https://www.nobelprize.org/prizes/physics/2020/summary/|access-date=7 жовтня 2020|archive-date=24 квітня 2021|archive-url=https://web.archive.org/web/20210424115309/https://www.nobelprize.org/prizes/physics/2020/summary/|url-status=live}}</ref>. А в 2022 році [[Телескоп горизонту подій]] продемонстрував зображення газового диска навколо Стрільця A*<ref name="AJ-202205">{{cite journal |last=Bower |first=Geoffrey C. |date=May 2022 |title=Focus on First Sgr A* Results from the Event Horizon Telescope |url=https://iopscience.iop.org/journal/2041-8205/page/Focus_on_First_Sgr_A_Results |journal=[[The Astrophysical Journal]] |access-date=12 травня 2022 |archive-date=19 липня 2022 |archive-url=https://web.archive.org/web/20220719162915/https://iopscience.iop.org/journal/2041-8205/page/Focus_on_First_Sgr_A_Results |url-status=live }}</ref>.

== Загальні характеристики ==
[[Файл:Milky Way full annotated ukrainian.jpg|міні|300x300пкс|Вигляд Чумацького Шляху із зовні в уяві художника. Відмічені деякі деталі структури та [[Галактична система координат|галактичні довготи]].]]
Чумацький шлях&nbsp;— [[Спіральні галактики|спіральна галактика]], в якій знаходиться [[Земля]] і вся [[Сонячна система]]. Чумацький Шлях також називають Галактикою&nbsp;— з великої літери, на відміну від решти галактик, для яких цей загальний термін пишеться з малої літери<ref name=":0">{{БРЭ}}</ref><ref name=":4">{{Cite web|language=en|url=https://www.britannica.com/place/Milky-Way-Galaxy|title=Milky Way Galaxy|last=Hodge P. W.|website=[[Encyclopedia Britannica]]|accessdate=2022-01-19|archivedate=2022-01-19|archiveurl=https://web.archive.org/web/20220119174143/https://www.britannica.com/place/Milky-Way-Galaxy|deadurl=no}}</ref>{{Sfn|Ефремов|2006|с=4}}. Розділ [[Астрономія|астрономії]], який займається вивченням Чумацького Шляху,&nbsp;— [[галактична астрономія]]<ref>{{Cite web|url=http://www.astronet.ru/db/msg/1228262/img6.html|title=Лекции по Галактической Астрономии|last=Расторгуев А. С.|website=[[Астронет]]|accessdate=2022-02-21|archivedate=2022-01-21|archiveurl=https://web.archive.org/web/20220121182138/http://www.astronet.ru/db/msg/1228262/img6.html|deadurl=no}}</ref>.

[[Галактичний диск|Зоряний диск]] Чумацького Шляху простягається до відстані 16 [[Парсек|кілопарсек]] від центру, цю відстань і прийнято вважати радіусом Галактики<ref name=":4"/>. [[Галактичне гало|Зоряне гало]] простежується до відстані 80 кілопарсек від центру, а система [[Кулясте скупчення|кульових зоряних скупчень]]&nbsp;— ще далі, до 100 кілопарсек{{Sfn|Combes, Lequeux|2016|сторінки=46—50}}. У межах 21 кілопарсека від центру Чумацького Шляху міститься маса 2 {{E|11}} {{Маса Сонця}}. Повна маса нашої Галактики з урахуванням [[Темна матерія|темної матерії]] найчастіше оцінюється як 1—2 {{E|12}} {{Маса Сонця}}, хоча деякі оцінки знаходяться поза цим діапазоном<ref name=":8">{{Cite web|url=http://www.daviddarling.info/encyclopedia/G/Galaxy.html|title=The Milky Way Galaxy|last=Darling D.|website=Internet Encyclopedia of Science|accessdate=2022-01-20|archivedate=2021-08-20|archiveurl=https://web.archive.org/web/20210820044045/https://www.daviddarling.info/encyclopedia/G/Galaxy.html|deadurl=no}}</ref><ref>{{Стаття|url=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2019ApJ...873..118W|author=Watkins L. L., van der Marel R. P., Sohn S. T., Evans N. W.|title=Evidence for an Intermediate-mass Milky Way from Gaia DR2 Halo Globular Cluster Motions|date=2019|місяць=3|видання=[[The Astrophysical Journal]]|том=873|pages=118|issn=0004-637X|language=en|place=Bristol|publisher=[[IOP Publishing]]|doi=10.3847/1538-4357/ab089f|archivedate=2022-02-16|archiveurl=https://web.archive.org/web/20220216083432/https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2019ApJ...873..118W}}</ref><ref name=":1">{{Cite web|language=en|url=https://www.forbes.com/sites/startswithabang/2019/03/14/could-the-milky-way-be-more-massive-than-andromeda/|title=Could The Milky Way Be More Massive Than Andromeda?|last=Siegel E.|website=[[Forbes]]|date=2019-03-14|accessdate=2022-01-19|archivedate=2020-12-02|archiveurl=https://web.archive.org/web/20201202102831/https://www.forbes.com/sites/startswithabang/2019/03/14/could-the-milky-way-be-more-massive-than-andromeda/|deadurl=no}}</ref>. У нашій Галактиці міститься, за різними оцінками, від 100 до 400 мільярдів [[Зоря|зір]]<ref>{{Cite web|language=en|url=https://asd.gsfc.nasa.gov/blueshift/index.php/2015/07/22/how-many-stars-in-the-milky-way/|title=How Many Stars in the Milky Way?|last=Masetti M.|publisher=[[NASA]]|date=2015-07-22|accessdate=2022-01-19|archivedate=2019-04-10|archiveurl=https://web.archive.org/web/20190410085724/https://asd.gsfc.nasa.gov/blueshift/index.php/2015/07/22/how-many-stars-in-the-milky-way/|deadurl=no}}</ref>, а їхня сукупна маса становить близько 5—6 {{E|10}} {{Маса Сонця}}<ref name=":5">{{Стаття|url=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2015ApJ...806...96L|author=Licquia T. C., Newman J. A.|title=Improved Estimates of the Milky Way's Stellar Mass and Star Formation Rate from Hierarchical Bayesian Meta-Analysis|date=2015|місяць=6|видання=[[The Astrophysical Journal]]|том=806|pages=96|issn=0004-637X|language=en|place=Bristol|publisher=[[IOP Publishing]]|doi=10.1088/0004-637X/806/1/96|archivedate=2022-02-12|archiveurl=https://web.archive.org/web/20220212015451/https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2015ApJ...806...96L}}</ref><ref>{{Стаття|url=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2017MNRAS.465...76M|author=McMillan P. J.|title=The mass distribution and gravitational potential of the Milky Way|date=2017|місяць=2|language=en|видання=[[Monthly Notices of the Royal Astronomical Society]]|том=465|pages=76–94|issn=0035-8711|place=Oxf.|publisher=[[Wiley-Blackwell]]|doi=10.1093/mnras/stw2759|archivedate=2022-02-23|archiveurl=https://web.archive.org/web/20220223171647/https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2017MNRAS.465...76M}}</ref><ref>{{Стаття|url=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2018Natur.555..629V|author=van Dokkum P., Danieli S., Cohen Y., Merritt A., Romanowsky A. J.|title=A galaxy lacking dark matter|date=2018|місяць=3|language=en|видання=[[Nature]]|том=555|pages=629–632|issn=0028-0836|place=N. Y.|publisher=[[NPG]]|doi=10.1038/nature25767|archivedate=2022-02-18|archiveurl=https://web.archive.org/web/20220218032248/https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2018Natur.555..629V}}</ref>. Світність Чумацького Шляху у [[Система UBV|смузі V]] становить 2 {{E|10}} {{Світність Сонця}}, що відповідає [[Абсолютна зоряна величина|абсолютній зоряній величині]] −20,9<sup>m</sup>. Таким чином, у порівнянні з іншими спіральними галактиками Чумацький Шлях має досить велику масу та високу світність{{Sfn|Combes, Lequeux|2016|сторінки=69—70, 147—149}}.

=== Положення Сонячної системи ===
[[Сонячна система]] розташована на відстані 8,2 [[Парсек|кілопарсек]] від центру Галактики<ref name="GRAVITY2">{{Cite journal|last=R. Abuter|last2=A. Amorim|last3=M. Bauböck|last4=J. P. Berger|last5=H. Bonnet|last6=W. Brandner|last7=Y. Clénet|last8=V. Coudé du Foresto|last9=P. T. de Zeeuw|displayauthors=6|date=April 2019|title=A geometric distance measurement to the Galactic center black hole with 0.3% uncertainty|url=https://www.aanda.org/articles/aa/full_html/2019/05/aa35656-19/aa35656-19.html|journal=Astronomy & Astrophysics|volume=625|page=L10|arxiv=1904.05721|bibcode=2019A&A...625L..10G|doi=10.1051/0004-6361/201935656 |issn = 0004-6361 }}</ref> в невеликому спіральному [[Рукав Оріона|рукаві Оріона]], між великими [[Рукав Персея|рукавами Персея]] і [[Рукав Стрільця–Кіля|Стрільця-Кіля]] на відстані 1,5—2 кілопарсеки від обох<ref>{{Cite web|language=en|url=https://earthsky.org/astronomy-essentials/which-spiral-arm-of-the-milky-way-contains-our-sun/|title=Which spiral arm of the Milky Way holds our sun?|website=EarthSky|date=2022-01-14|accessdate=2022-12-01|archivedate=2022-12-01|archiveurl=https://web.archive.org/web/20221201102127/https://earthsky.org/astronomy-essentials/which-spiral-arm-of-the-milky-way-contains-our-sun/|deadurl=no}}</ref>. Від [[Галактична площина|галактичної площини]] Сонячна система віддалена на 10 [[парсек]]<ref name=":02">{{БРЭ}}</ref>{{Sfn|Сурдин|2017|с=123, 125, 130—133}}. Нахил [[Екліптика|екліптики]] до галактичної площини становить 60 градусів<ref>{{Cite web|url=https://astronomy.swin.edu.au/cosmos/g/galactic+plane|title=Galactic Plane|website=Astronomy|location=Melbourne|publisher=Swinburne University of Technology|accessdate=2022-01-20|archivedate=2017-08-04|archiveurl=https://web.archive.org/web/20170804073036/http://astronomy.swin.edu.au/cosmos/G/Galactic+Plane|deadurl=no}}</ref>.

Сонце рухається навколо [[Галактичний центр|центру Галактики]] зі швидкістю близько 220 км/с і робить повний оберт навколо нього за 240 мільйонів років. Відносно найближчих зір Сонце рухається зі швидкістю 20 км/с у напрямку [[Геркулес (сузір'я)|сузір'я Геркулеса]]. Орбіта Сонця в Галактиці відрізняється від кругової: у процесі руху Сонце може виявлятися на 0,1 кілопарсек ближче і на 0,6 кілопарсек далі від центру, ніж зараз, і віддалятися від галактичної площини на відстань до 85 парсек{{Sfn|Сурдин|2017|с=130—133}}.

Те, що Сонячна система розташована всередині нашої Галактики, створює як переваги, так і перешкоди для дослідження Галактики. Перевагами є можливість спостерігати тьмяні об'єкти, такі як [[Червоний карлик|червоні]] та [[Білий карлик|білі карлики]], безпосередньо вимірювати розмір і форму деяких зір, а також вивчати тривимірну структуру Галактики: для інших галактик будова відома лише в проєкції на [[Небесна сфера|небесну сферу]]. А перешкодами є сильне [[міжзоряне поглинання]], пов'язане з присутністю [[Міжзоряний пил|міжзоряного пилу]] в диску Галактики, а також складність відновлення тривимірної структури Галактики в умовах, коли відстані до багатьох об'єктів точно невідомі, і об'єкти на зовсім різних відстанях проєктуються на одну й ту ж саму ділянку неба{{Sfn|Сурдин|2017|с=116—118}}.

=== Галактична система координат ===
[[Файл:Третий_астрономический_треугольник.svg|міні|300x300пкс|[[Екваторіальна система координат|Екваторіальна]] та [[Галактична система координат|галактична]] системи координат. Галактичний екватор позначений синім, точка B&nbsp;— напрямок на центр Галактики, <math>b</math> і <math>l</math>&nbsp;— галактичні широта і довгота відповідно]]
Для вивчення Чумацького Шляху зручно використовувати [[Галактична система координат|галактичну систему координат]] безпосередньо пов'язану зі структурою нашої Галактики. У ній використовується [[Галактична система координат|галактичний екватор]]&nbsp;— [[велике коло]] [[Небесна сфера|небесної сфери]], що збігається з площиною [[Галактичний диск|диска Галактики]]. Перша координата&nbsp;— [[Галактична система координат|галактична широта]] <math>b</math>&nbsp;— дорівнює куту між напрямком на світило та галактичним екватором. Друга координата&nbsp;— [[Галактична система координат|галактична довгота]] <math>l</math>&nbsp;— дорівнює куту вздовж галактичного екватора між напрямком на [[Галактичний центр|центр Галактики]] та напрямком на світило. Центр Галактики у цій системі має координати <math>l = 0</math>, <math>b = 0</math>. [[Галактична система координат|Північний]] і [[Галактична система координат|південний полюси Галактики]] розташовані відповідно на <math>b = +90^\circ</math> і <math>b = -90^\circ</math><ref>{{Cite web|url=https://astronomy.swin.edu.au/cosmos/G/Galactic+Coordinate+System|title=Galactic Coordinate System|website=Astronomy|location=Melbourne|publisher=Swinburne University of Technology|accessdate=2022-01-23|archivedate=2022-03-17|archiveurl=https://web.archive.org/web/20220317122626/https://astronomy.swin.edu.au/cosmos/G/Galactic+Coordinate+System|deadurl=no}}</ref><ref name=":2">{{Cite web|language=en|url=https://www.britannica.com/science/galactic-coordinate|title=Galactic coordinate|website=[[Encyclopedia Britannica]]|accessdate=2022-01-23|archivedate=2022-01-23|archiveurl=https://web.archive.org/web/20220123132748/https://www.britannica.com/science/galactic-coordinate|deadurl=no}}</ref>{{Sfn|Binney, Merrifield|1998|сторінки=30—31}}.

Центр Галактики в цій системі координат не збігається з положенням радіоджерела [[Стрілець A*]] в ядрі Галактики, а розташований від нього приблизно на 5 хвилин дуги, оскільки Стрілець A* був відкритий пізніше, ніж була введена ця система координат<ref name=":2"/>.

На [[Епоха (астрономія)|епоху]] [[J2000.0]] координати центру Галактики в [[Екваторіальна система координат|екваторіальній системі координат]]: [[Схилення (астрономія)|схилення]] <math>\delta = -28^\circ 56{,}2'</math>, [[Пряме піднесення|пряме сходження]] <math>\alpha = 17^h45{,}6^m</math>. Галактичний екватор нахилений до [[Небесний екватор|небесного екватора]] на 62,87°, екваторіальні координати північного полюса Галактики становлять <math>\delta = +27^\circ 7{,}7'</math>, <math>\alpha = 12^h51^m</math>{{Sfn|Binney, Merrifield|1998|сторінки=30—31}}.

== Зовнішній вигляд ==

=== Вид із Землі ===
Всі [[Зоря|зорі]] на небі, видимі [[Неозброєне око|неозброєним оком]], відносяться до нашої Галактики. Незважаючи на це, коли говорять про вид нічного неба, Чумацький Шлях обмежують лише [[Чумацький Шлях (явище)|світлою туманною смугою з тією самою назвою]], яка обіймає все небо. Світло Чумацького Шляху створюється зорями [[Галактичний диск|диска Галактики]], більшість яких не видно окремо<ref>{{Cite web|url=http://www.astronet.ru/db/msg/1171060|title=Млечный Путь|last=[[Засов Анатолій Володимирович|Засов А. В.]]|website=[[Астронет]]|accessdate=2022-01-22|archivedate=2022-01-22|archiveurl=https://web.archive.org/web/20220122152906/http://www.astronet.ru/db/msg/1171060|deadurl=no}}</ref><ref>{{Cite web|url=https://www.daviddarling.info/encyclopedia/M/Milky_Way.html|title=Milky Way|last=Darling D.|website=Internet Encyclopedia of Science|accessdate=2022-01-22|archivedate=2022-01-19|archiveurl=https://web.archive.org/web/20220119112235/https://www.daviddarling.info/encyclopedia/M/Milky_Way.html|deadurl=no}}</ref>{{Sfn|Waller|2013|сторінки=1—9}}. Чумацький Шлях можна побачити на досить темному нічному небі&nbsp;— далеко від [[Місто|міст]] і за відсутності [[Місяць (супутник)|Місяця]] над обрієм<ref>{{Cite web|language=en|url=https://earthsky.org/tonight/every-visible-star-is-within-milky-way/|title=Every visible star is within Milky Way|last=Byrd D.|website=Earth & Sky|date=2020-09-10|accessdate=2022-01-22|archivedate=2022-01-22|archiveurl=https://web.archive.org/web/20220122152905/https://earthsky.org/tonight/every-visible-star-is-within-milky-way/|deadurl=no}}</ref><ref>{{Стаття|url=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2014MNRAS.442.2600C|author=Crumey A.|title=Human contrast threshold and astronomical visibility|date=2014|місяць=8|language=en|видання=[[Monthly Notices of the Royal Astronomical Society]]|том=442|pages=2600–2619|issn=0035-8711|place=Oxf.|publisher=[[Wiley-Blackwell]]|doi=10.1093/mnras/stu992|archivedate=2021-12-22|archiveurl=https://web.archive.org/web/20211222211551/https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2014MNRAS.442.2600C}}</ref>.

Чумацький Шлях у небі має нерівну форму, його ширина становить близько 15 [[Градус (геометрія)|градусів]]<ref>{{Cite web|language=en|url=https://www.scientificamerican.com/article/how-did-scientists-determ/|title=How did scientists determine our location within the Milky Way galaxy|last=Marschall L. A.|website=[[Scientific American]]|accessdate=2022-01-22|archivedate=2022-01-22|archiveurl=https://web.archive.org/web/20220122152903/https://www.scientificamerican.com/article/how-did-scientists-determ/|deadurl=no}}</ref>. На тлі Чумацького Шляху розташовуються різні [[Галактична туманність|туманності]], наприклад, [[туманність Лагуна]] та [[туманність Розетка]]. Деякі ділянки, такі як [[Великий Провал]], здаються темнішими, оскільки світло з тих напрямків перекривається хмарами [[Міжзоряний пил|міжзоряного пилу]]. Найбільшу яскравість Чумацький Шлях має у напрямку до [[Галактичний центр|центру Галактики]]{{Sfn|Waller|2013|сторінки=1—9}}.

[[Міжзоряне поглинання]] в диску призводить до того, що навколо [[Галактична система координат|галактичного екватора]] є [[Зона уникання|зона уникнення]]&nbsp;— область, що займає 20&nbsp;% неба, де в [[Видиме світло|оптичному діапазоні]] не видно позагалактичних об'єктів. Тим не менш, галактики в зоні уникнення можуть бути виявлені, наприклад, при спостереженні в [[Інфрачервоне випромінювання|інфрачервоному]] та [[Радіохвилі|радіодіапазоні]]<ref>{{Cite web|url=https://astronomy.swin.edu.au/cosmos/z/zone+of+avoidance|title=Zone Of Avoidance|website=Astronomy|location=Melbourne|publisher=Swinburne University of Technology|accessdate=2022-01-22|archivedate=2022-01-22|archiveurl=https://web.archive.org/web/20220122152909/https://astronomy.swin.edu.au/cosmos/z/zone+of+avoidance|deadurl=no}}</ref><ref>{{Cite web|language=en|url=https://www.britannica.com/science/zone-of-avoidance|title=Zone of avoidance|website=[[Encyclopedia Britannica]]|accessdate=2022-01-22|archivedate=2022-01-22|archiveurl=https://web.archive.org/web/20220122152903/https://www.britannica.com/science/zone-of-avoidance|deadurl=no}}</ref>.

У північній півкулі Чумацький Шлях перетинає сузір'я [[Орел (сузір'я)|Орла]], [[Стріла (сузір'я)|Стріли]], [[Лисичка (сузір'я)|Лисички]], [[Лебідь (сузір'я)|Лебедя]], [[Цефей (сузір'я)|Цефея]], [[Кассіопея (сузір'я)|Кассіопеї]], [[Персей (сузір'я)|Персея]], [[Візничий (сузір'я)|Візничого]], [[Телець (сузір'я)|Тельця]] та [[Близнята (сузір'я)|Близнят]]; у південній&nbsp;— [[Єдиноріг (сузір'я)|Єдинорога]], [[Корма (сузір'я)|Корми]], [[Вітрила (сузір'я)|Вітрил]], [[Південний Хрест|Південного Хреста]], [[Циркуль (сузір'я)|Циркуля]], [[Південний Трикутник|Південного Трикутника]], [[Скорпіон (сузір'я)|Скорпіона]] та [[Стрілець (сузір'я)|Стрільця]]. У Стрільці лежить [[Галактичний центр|центр Галактики]].
{{multiple image
| align     = center

| header            = Вид Чумацького Шляху із Землі
| header_align      = center
| header_background = 

| image1    = Milky_Way_over_The_Whistlers.jpg
| width1    = 320
| alt1      = 
| caption1  = <center>Частина Чумацького Шляху в небі Землі, фотографія зроблена в [[Джаспер (національний парк)|Національному парку Джаспер]]</center>

| image2    = Deathvalleysky_nps_big.jpg
| width2    = 665
| alt2      = 
| caption2  = <center>Панорамна фотографія Чумацького Шляху, зроблена в [[Долина Смерті|Долині Смерті]]</center>
}}

=== Вид зовні ===
Оскільки [[Земля]] знаходиться всередині Чумацького Шляху, точний вид нашої Галактики ззовні невідомий, але може бути приблизно визначений на основі моделі Галактики, параметри якої ґрунтуються на спостережних даних. Також ми можемо очікувати, що Чумацький Шлях ззовні схожий спостережувані [[спіральні галактики]] з подібними параметрами{{Sfn|Waller|2013|сторінки=194—209}}.

{{multiple image
| align     = center

| header            = Галактики, на які, ймовірно, зовнішньо схожий Чумацький Шлях{{Sfn|Waller|2013|pp=194—209}}{{Sfn|Сурдин|2017|с=2—3 кольорової вкладки}}
| header_align      = center
| header_background =

| image1    = The VLT goes lion hunting.jpg
| width1    = 240
| alt1      =
| caption1  = <center>[[Мессьє 95|M 95]]</center>

| image2    = N891s.jpg
| width2    = 316
| alt2      =
| caption2  = <center>[[NGC 891]], видима з ребра</center>

| image3    = Wide Field Imager view of a Milky Way look-alike NGC 6744.jpg
| width3    = 285
| alt3      =
| caption3  = <center>[[NGC 6744]]</center>
}}

== Структура ==
[[Файл:Milky way profile.svg|ліворуч|міні|314x314пкс|Схематичне зображення структури Чумацького Шляху, вид з ребра]]
Зорі у нашій Галактиці зосереджені переважно у [[Галактичний диск|диску]]. Крім того, у Галактиці є [[балдж]] середніх розмірів і розкриті [[Спіральний рукав|спіральні рукави]], а також помірно виражений [[Бар (астрономія)|бар]]. Таким чином, Чумацький Шлях&nbsp;— [[Спіральні галактики|спіральна галактика]] пізнього [[Морфологічна класифікація галактик|морфологічного типу]], причому деякі її параметри, наприклад, загальна кількість [[Спектр атома водню|нейтрального водню]] та розмір балджу, відповідають типу Sb, інші, такі як темп [[зореутворення]],&nbsp;— типу Sc. З урахуванням наявності бара, за морфологічною класифікацією, нашу Галактику відносять до типу SBbc або SABbc<ref>{{Cite web|url=https://astronomy.swin.edu.au/cosmos/M/Milky+Way|title=Milky Way|website=Asronomy|publisher=Swinburne University of Technology|location=Melbourne|archiveurl=https://web.archive.org/web/20220201144948/https://astronomy.swin.edu.au/cosmos/M/Milky+Way|archivedate=2022-02-01|deadurl=no|accessdate=2022-01-20}}</ref>{{Sfn|Combes, Lequeux|2016|сторінки=44—45}}.

Структурні складові Галактики відрізняються не тільки розташуванням та формою, але й параметрами зоряного населення, такими як вік та [[металічність]], та динамікою{{Sfn|Combes, Lequeux|2016|сторінки=44—45}}.

=== Диск ===
{{main|Галактичний диск}}
[[Файл:Milky Way disk warp-uk.svg|міні|300x300пкс|Викривлена форма зовнішніх частин диска Чумацького Шляху]]
Поблизу площини диска концентруються [[Зоряне населення|молоді зорі]] й [[Зоряне скупчення|зоряні скупчення]], вік яких не перевищує декількох мільярдів років. Вони утворюють так звану плоску складову. Серед них дуже багато яскравих і гарячих зір. [[Міжзоряний газ|Газ]] у диску Галактики також зосереджений в основному поблизу його площини. Він розподілений нерівномірно, утворюючи численні газові хмари&nbsp;— від велетенських неоднорідних за структурою хмар, протяжністю понад декілька тисяч світлових років до невеликих хмарин розмірами не більше [[парсек]]а.

Диск&nbsp;— основна складова нашої Галактики за вмістом зоряної маси. Він має плоску форму і в ньому також знаходяться [[Спіральний рукав|спіральні рукави]]. Зоряна маса всього диска становить близько 5 {{E|10}}&nbsp;{{Маса Сонця}}{{Ref+|В моделі, яка припускає зоряну масу Чумацького Шляху рівною 6{{E|10}} мас Сонця<ref name=":5" />.|вин.}}<ref name=":52">{{Стаття|url=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2015ApJ...806...96L|author=Licquia T. C., Newman J. A.|title=Improved Estimates of the Milky Way's Stellar Mass and Star Formation Rate from Hierarchical Bayesian Meta-Analysis|date=2015|місяць=6|видання=[[The Astrophysical Journal]]|том=806|pages=96|issn=0004-637X|language=en|place=Bristol|publisher=[[IOP Publishing]]|doi=10.1088/0004-637X/806/1/96|archivedate=2022-02-12|archiveurl=https://web.archive.org/web/20220212015451/https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2015ApJ...806...96L}}</ref>. Диск нашої Галактики можна поділити на [[Тонкий диск|тонкий]] і [[Товстий диск|товстий]], причому в першому міститься приблизно на порядок більше маси, ніж у другому, і 80&nbsp;% [[Баріони|баріонної]] маси Галактики взагалі<ref name=":3">{{Cite web|url=https://astronomy.swin.edu.au/cosmos/T/thin+disk|title=Thin Disk|website=Astronomy|publisher=Swinburne University of Technology|location=Melbourne|archiveurl=https://web.archive.org/web/20220318145629/https://astronomy.swin.edu.au/cosmos/T/Thin+Disk|archivedate=2022-03-18|deadurl=no|accessdate=2022-01-23}}</ref>. Ці складові мають різні параметри, і, ймовірно, сформувалися по-різному{{Sfn|Combes, Lequeux|2016|сторінки=37—49}}.

На околицях Сонця товстий диск має товщину 1,2 кілопарсека, тонкий&nbsp;— 300—400 парсек і містить ще тоншу газову складову. І тонкий, і товстий диск стають товстішими у зовнішніх областях Галактики. Товстий диск складається переважно зі старих зір з низькою [[Металічність|металічністю]], а в тонкому зорі молодші й багатші на метали<ref name=":3"/>{{Sfn|Combes, Lequeux|2016|сторінки=44—50}}.

Розподіл густини речовини в залежності від відстані до центру Галактики в тонкому диску Чумацького Шляху, як і в інших галактиках, [[Експоненційний розподіл|експоненційний]], його характерний радіус становить 3 кілопарсеки. Тонкий диск простягається до 16 кілопарсеків від центру Галактики, а газова складова тягнеться далі і простежується аж до 35 кілопарсеків від центру. Диск має викривлену форму у зовнішніх областях, ймовірно, через [[Взаємодіючі галактики|гравітаційну взаємодію з іншими галактиками]]{{Sfn|Combes, Lequeux|2016|с=50}}<ref>{{Стаття|url=https://www.astro.umd.edu/~richard/ASTRO620/HI_dist_MW_Kerp.pdf|author=Kalberla P. M. W., Kerp J.|title=The Hi Distribution of the Milky Way|date=2009|місяць=9|language=en|видання=[[Annual Review of Astronomy and Astrophysics]]|том=47|pages=27–61|issn=0066-4146|place=Pato Alto|publisher=[[Annual Reviews]]|doi=10.1146/annurev-astro-082708-101823|archivedate=2022-03-02|archiveurl=https://web.archive.org/web/20220302140520/https://www.astro.umd.edu/~richard/ASTRO620/HI_dist_MW_Kerp.pdf}}</ref>.

==== Спіральні рукави ====
[[Файл:PIA19341-MilkyWayGalaxy-SpiralArmsData-WISE-20150603.jpg|ліворуч|міні|302x302px|Модель зовнішнього вигляду Чумацького Шляху. Жовтою точкою вказано положення Сонця, червоними вказано положення [[Занурене скупчення|занурених скупчень]], які є індикаторами спіральної структури]]
Через поглинання світла [[Міжзоряний пил|міжзоряним пилом]] про наявність [[Спіральний рукав|спіральних рукавів]] у диску Галактики важко зробити висновок, спостерігаючи в оптичному діапазоні. Однак спіральні рукави можна помітити при складанні карти розподілу [[Спектр атома водню|нейтрального водню]] або [[Молекулярна хмара|молекулярних хмар]], а також дуже молодих об'єктів, таких як [[Зоряна асоціація|зоряні асоціації]]<ref name=":4"/>{{Sfn|van den Bergh|2000|сторінки=57—58}}. Густина газу в рукавах у кілька разів перевищує його густину в інших частинах диска, тому саме там найактивніше відбувається [[зореутворення]]. Спіральні рукави є [[Теорія хвиль густини|хвилями густини]], і швидкість обертання спірального візерунку відрізняється від швидкості руху окремих зір і газових хмар{{Sfn|Сурдин|2017|с=202—207}}.
[[Файл:Orion Arm.JPG|міні|250x250пкс|[[Рукав Оріона]] та [[Сонце]]]]
Про розташування, довжину і навіть кількість спіральних рукавів досі йдуть суперечки<ref name=":05">{{БРЭ}}</ref><ref>{{Стаття|url=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2018RAA....18..146X|author=Xu Y., Hou L., Wu Y.|title=The spiral structure of the Milky Way|date=2018|місяць=12|language=en|видання=Research in Astronomy and Astrophysics|том=18|pages=146|issn=1674-4527|place=Bristol|publisher=[[IOP Publishing]]|doi=10.1088/1674-4527/18/12/146|archivedate=2022-01-24|archiveurl=https://web.archive.org/web/20220124121036/https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2018RAA....18..146X}}</ref>, але найчастіше вважається, що в Чумацькому Шляху чотири великі спіральні рукави: два головні&nbsp;— [[Рукав Щита–Центавра|рукав Щита-Центавра]] і [[рукав Персея]], і два вторинних&nbsp;— [[Рукав Косинця—Зовнішній|рукав Косинця-Зовнішній]] і [[Рукав Стрільця–Кіля|рукав Стрільця-Кіля]]<ref>{{Стаття|url=https://iopscience.iop.org/article/10.3847/0004-6256/151/3/55|author=Vallée J. P.|title=The start of the Sagittarius spiral arm (Sagittarius origin) and the start ot the Norma spiral arm (Norma origin): Model-computed and observed arm tangents at galactic longitudes −20° < l < +23°|date=2016|місяць=2|language=en|видання=[[The Astronomical Journal]]|том=151|issue=3|pages=55|issn=1538-3881|place=Bristol|publisher=[[IOP Publishing]]|doi=10.3847/0004-6256/151/3/55|archivedate=2022-01-24|archiveurl=https://web.archive.org/web/20220124203609/https://iopscience.iop.org/article/10.3847/0004-6256/151/3/55}}</ref>. Їх форму можна наблизити [[Логарифмічна спіраль|логарифмічною спіраллю]], закрученою під кутом близько 12°. Крім великих рукавів, виділяються і дрібніші подібні утворення, як, наприклад, [[рукав Оріона]], також званий Місцевим рукавом, в якому знаходиться Сонячна система. Крім рукавів, молекулярний газ у диску утворює кільце з внутрішнім та зовнішнім радіусами 4 і 6 кілопарсек від центру{{Sfn|Сурдин|2017|с=172—175, 202—207}}.

==== Околиці Сонячної системи ====
[[Файл:Nearby_Stars_(14ly_Radius)-ru.svg|міні|300x300пкс|Найближчі до Сонця зорі]]
Найбільш вивчена область Галактики&nbsp;— околиця [[Сонячна система|Сонячної системи]]. Наприклад, у межах 10 [[парсек]] від Сонця відомо 373 [[Зоря|зорі]], серед яких 20 [[Білий карлик|білих карликів]], 85 [[Коричневий карлик|коричневих карликів]], а більшість&nbsp;— [[Червоний карлик|червоні карлики]]<ref>{{Стаття|url=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2021A&A...650A.201R|author=Reylé C., Jardine K., Fouqué P., Caballero J. A., Smart R. L.|title=The 10 parsec sample in the Gaia era|date=2021|місяць=6|language=en|видання=[[Astronomy and Astrophysics]]|том=650|pages=A201|issn=0004-6361|place=Les Ulis|publisher=EDP Sciences|doi=10.1051/0004-6361/202140985|archivedate=2021-10-16|archiveurl=https://web.archive.org/web/20211016212948/https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2021A%26A...650A.201R}}</ref>. Відстань від Сонця до найближчої зорі, [[Проксима Центавра|Проксіми Центавра]], складає 1,3 парсека, а до найближчого [[Зоряне скупчення|зоряного скупчення]], [[Гіади (зоряне скупчення)|Гіад]],&nbsp;— 40 парсеків{{Sfn|Сурдин|2017|с=116, 133—135}}.

Навколо Сонячної системи розташований [[пояс Гулда]]&nbsp;— кільцеподібна структура, що містить велику кількість яскравих зір та газу. Пояс Гулда має еліптичну форму, його розміри приблизно 500 × 1000 парсек і він нахилений на 20° до площини диска Галактики, а Сонце віддалено на 100 парсеків від його центру. Серед усіх зір [[Спектральна класифікація зір|спектральних класів]] [[Зорі спектрального класу O|O]] і [[Зорі спектрального класу B|B]], розташованих у межах 1 кілопарсека від Сонця, 90&nbsp;% знаходяться в поясі Гулда<ref>{{Cite web|url=http://www.daviddarling.info/encyclopedia/G/GouldBelt.html|title=Gould Belt|last=Darling D.|website=Internet Encyclopedia of Science|archiveurl=https://web.archive.org/web/20220124222549/https://www.daviddarling.info/encyclopedia/G/GouldBelt.html|archivedate=2022-01-24|deadurl=no|accessdate=2022-01-24}}</ref>{{Sfn|Сурдин|2017|с=135—141}}.

Для околиці Сонця можна визначити густину речовини за динамічними характеристиками Галактики, а також виміряти густину різних спостережуваних складових диска. Різниця цих величин, ймовірно, обумовлена наявністю темної матерії. У таблиці наведено внесок кожної складової в об'ємну густину в найближчій околиці Сонця і поверхневу густину диска по всій його товщині{{Sfn|Сурдин|2017|с=288—292}}:
{| class="wikitable" style="margin:auto; clear:both;"
|+Густина речовини в околиці Сонця{{Sfn|Сурдин|2017|с=288—292}}
!Складова диска
!Об'ємна щільність,{{Маса Сонця}} /пк³
!Поверхнева щільність,{{Маса Сонця}} /пк²
|-
|[[Зоря|Зорі]]
|0,033
|29
|-
|Залишки зір
|0,006
|5
|-
|[[Коричневий карлик|Коричневі карлики]]
|0,002
|2
|-
|[[Міжзоряне середовище]]
|0,050
|13
|-
|Усього спостерігається речовини
|0,09
|49
|-
|Динамічна оцінка
|0,10
|74
|-
|[[Темна матерія]]
|0,01
|25
|}
Оцінки для об'ємної та поверхневої густин не суперечать одна одній. Наприклад, відмінність частки темної матерії в найближчій околиці Сонця і по всій товщині диска відображає той факт, що густин темної матерії повільніше знижується при віддаленні від диска, ніж густин звичайної речовини, тому внесок темної матерії по всій товщині диска вище, ніж поблизу його площини. З урахуванням товщини диска оцінки об'ємної і поверхневої густини темної матерії узгоджуються, хоча величина об'ємної густини в 0,01 {{Маса Сонця}}/пк³ не перевищує похибки вимірювання{{Sfn|Сурдин|2017|с=288—292}}.

=== Центральна частина Галактики ===

==== Балдж ====
[[Файл:Milky_Way_infrared.jpg|міні|300x300пкс|Чумацький Шлях в [[Інфрачервоне випромінювання|інфрачервоному]] огляді всього неба [[2MASS]]. Бар спостерігається як деяка асиметрія у центральній частині зображення]]
У центральній частині Чумацького Шляху присутній помірно виражений [[балдж]]. Він є сплюснутим [[Сфероїди|сфероїдом]] розмірами 2,2 × 2,9 кілопарсека{{Sfn|van den Bergh|2000|с=50}}, а його маса разом з [[Бар (астрономія)|баром]] становить близько 9 {{E|9}}&nbsp;{{Маса Сонця}}<ref name=":53">{{Стаття|url=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2015ApJ...806...96L|author=Licquia T. C., Newman J. A.|title=Improved Estimates of the Milky Way's Stellar Mass and Star Formation Rate from Hierarchical Bayesian Meta-Analysis|date=2015|місяць=6|видання=[[The Astrophysical Journal]]|том=806|pages=96|issn=0004-637X|language=en|place=Bristol|publisher=[[IOP Publishing]]|doi=10.1088/0004-637X/806/1/96|archivedate=2022-02-12|archiveurl=https://web.archive.org/web/20220212015451/https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2015ApJ...806...96L}}</ref>. Фізично балдж нашої Галактики не є класичним, а відноситься до [[Балдж|псевдобалджів]]&nbsp;— на відміну від класичних балджів, вони обертаються, мають більш плоску форму і більше схожі на диски<ref name=":322">{{Стаття|url=https://iopscience.iop.org/article/10.3847/1538-4357/aafdff|author=Kormendy J., Bender R.|title=Structural Analogs of the Milky Way Galaxy: Stellar Populations in the Boxy Bulges of NGC 4565 and NGC 5746|date=2019|місяць=2|language=en|видання=[[The Astrophysical Journal]]|том=872|issue=1|pages=106|issn=1538-4357|place=Bristol|publisher=[[IOP Publishing]]|doi=10.3847/1538-4357/aafdff|archivedate=2021-11-05|archiveurl=https://web.archive.org/web/20211105140308/https://iopscience.iop.org/article/10.3847/1538-4357/aafdff}}</ref>{{Sfn|Combes, Lequeux|2016|сторінки=47—48}}.

У вивченні балджа важливу роль відіграла наявність [[Вікно Бааде|вікна Бааде]]&nbsp;— невеликої області поблизу центру Галактики, де [[міжзоряне поглинання]] відносно мале, що дозволяє спостерігати в цьому напрямку об'єкти центральної частини Галактики<ref>{{Cite web|url=https://astronomy.swin.edu.au/cosmos/B/Baade's+Window|title=Baade's Window|website=Astronomy|publisher=Swinburne University of Technology|location=Melbourne|archiveurl=https://web.archive.org/web/20220125165857/https://astronomy.swin.edu.au/cosmos/B/Baade's+Window|archivedate=2022-01-25|deadurl=no|accessdate=2022-01-25}}</ref>.

==== Бар ====
У Чумацькому Шляху є [[Бар (астрономія)|бар]]&nbsp;— витягнута структура в центральній частині диска. Його радіус складає 4 кілопарсеки і його велика вісь спрямована під кутом 20° до променя зору. Ближче до Сонця знаходиться та частина бара, яку видно на додатній [[Галактична система координат|галактичній довготі]], тому видимий розподіл зір у центральній області Галактики виявляється асиметричним{{Sfn|Binney, Merrifield|1998|сторінки=616—621}}. Інша ознака, що вказує на наявність бара&nbsp;— аномальні швидкості руху газу в центральній частині Галактики, зокрема, його додатні та від'ємні [[Променева швидкість|променеві швидкості]] досягають 200 км/с. [[Гравітаційний потенціал]] бара несиметричний, тому він може надавати газу додатковий [[момент сили]]<ref name=":06">{{БРЭ}}</ref>{{Sfn|Сурдин|2017|с=204}}.

Окрім основного бару, в центрі Галактики є і вторинний бар невеликого розміру, з радіусом близько 150 парсеків, орієнтований практично перпендикулярно основному. Ймовірно, саме з цим вторинним баром пов'язане кільце молекулярного газу в центрі Галактики радіусом 200 парсек{{Sfn|Combes, Lequeux|2016|сторінки=85—87}}.

==== Галактичний центр ====
[[Файл:Galactic Cntr full cropped.jpg|thumb|200px|right|Центр галактики Чумацький Шлях у інфрачервоних променях (візуально Центр галактики розташований у [[Стрілець (сузір'я)|сузір'ї Стрільця]])]]
У [[Галактичний центр|центрі Галактики]] знаходиться [[надмасивна чорна діра]]. Її маса становить 4,3 {{E|6}}&nbsp;{{Маса Сонця}}, вона спостерігається як компактне джерело радіовипромінювання [[Стрілець A*]] і входить до складу більшого радіоджерела [[Стрілець A]]<ref name=":07">{{БРЭ}}</ref>{{Sfn|Ефремов|2006|с=59—63}}.

Центральна область розміром близько 1 парсека містить два зоряні скупчення: відносно старе з масою 10<sup>6</sup> {{Маса Сонця}} і дуже молоде з масою 1,5 {{E|4}} {{Маса Сонця}}, обидва мають дископодібну форму. Також в області розміром 2 × 3 парсеків навколо центру відсутній газ: ймовірно, він був віднесений [[Зоряний вітер|зоряним вітром]]. На межі цієї області знаходиться газове кільце, яке, мабуть, є [[Акреційний диск|акреційним диском]] чорної діри. У межах 100 парсеків від центру Галактики&nbsp;— області, яку часто називають ядром&nbsp;— відбувається активне [[зореутворення]]: там виявлені [[Залишок наднової|залишки наднових]], джерела [[Інфрачервоне випромінювання|інфрачервоного випромінювання]] та [[Молекулярна хмара|гігантські молекулярні хмари]]<ref name=":08">{{БРЭ}}</ref>. На більшій відстані від центру розташована [[центральна молекулярна зона]]&nbsp;— кільцеподібна область радіусом 200 парсек, що містить велику кількість молекулярного газу{{Sfn|Combes, Lequeux|2016|сторінки=87—94}}.

Дослідження центру Галактики ускладнено тим, що величина поглинання світла міжзоряним пилом у напрямку центру досягає 30<sup>[[Зоряна величина|m]]</sup> в [[Система UBV|смузі V]], так що цю область спостерігають тільки в інфрачервоному та радіодіапазоні{{Sfn|van den Bergh|2000|сторінки=47—50}} .

=== Гало ===
[[Файл:Milky Way environs.jpg|міні|ліворуч|350пкс|Галактика та її околиці. Гало.{{ref-ru}}]]
[[Галактичне гало|Зоряне гало]]&nbsp;— протяжна підсистема Галактики практично сферичної форми. Зоряне гало простягається до відстані 80 кілопарсек від центру Галактики, а найдальші зорі були виявлені в 320 кілопарсеках<ref>{{Cite web|url=https://www.space.com/astronomers-spot-most-distant-milky-way-stars|title=Astronomers spot the most distant stars in the Milky Way — a million light-years away|last=Waldek S.|date=2023-01-11|website=Space.com|language=en|archiveurl=https://web.archive.org/web/20230112044751/https://www.space.com/astronomers-spot-most-distant-milky-way-stars|archivedate=2023-01-12|deadurl=no|accessdate=2023-01-12}}</ref><ref>{{Cite web|url=https://news.ucsc.edu/2023/01/milky-way-halo.html|title=Astronomers find the most distant stars in our galaxy halfway to Andromeda|last=Stephens T.|website=UC Santa Cruz News|language=en|archiveurl=https://web.archive.org/web/20230111183741/https://news.ucsc.edu/2023/01/milky-way-halo.html|archivedate=2023-01-11|deadurl=no|accessdate=2023-01-12}}</ref>. Гало містить лише кілька відсотків усіх зір Чумацького Шляху&nbsp;— його зоряна маса становить близько 10<sup>9</sup>&nbsp;{{Маса Сонця}}, при цьому в гало міститься велика кількість [[Темна матерія|темної матерії]]<ref name=":4"/>{{Sfn|Combes, Lequeux|2016|сторінки=46—48}}.

Зоряне гало неоднорідне: у ньому спостерігаються [[Перелік зоряних потоків|зоряні потоки]], такі як [[потік Стрільця]] та [[кільце Єдинорога]]. Зоряні потоки&nbsp;— групи зір, що займають певну область простору, що особливо виділяються близькими швидкостями та подібним хімічним складом. Тому їхня поява пояснюється руйнуванням [[Карликові галактики|карликових галактик]], які були супутниками Чумацького Шляху, [[Припливні сили|приливними силами]]. Зокрема, [[Карликова сфероїдальна галактика Стрільця|карликова еліптична галактика Стрільця]] в даний час зазнає сильного припливного впливу і створює [[потік Стрільця]]{{Sfn|Combes, Lequeux|2016|сторінки=46—48}}<ref>{{Стаття|url=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2007SciAm.296d..40I|author=Ibata R., Gibson B.|title=The Ghosts of Galaxies Past|date=2007|місяць=4|language=en|видання=[[Scientific American]]|том=296|pages=40–45|issn=0036-8733|place=N. Y.|publisher=[[Springer Science+Business Media|Springer]]|doi=10.1038/scientificamerican0407-40|archivedate=2021-12-22|archiveurl=https://web.archive.org/web/20211222172751/https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2007SciAm.296d..40I}}</ref>.

== Склад ==

=== Зоряне населення ===
[[Файл:Gaia’s_Hertzsprung-Russell_diagram_ESA393151.jpg|ліворуч|міні|454x454пкс|[[Діаграма Герцшпрунга — Рассела|Діаграма Герцшпрунга&nbsp;— Рассела]] за даними [[Gaia]] для зір в межах 5 тисяч [[Світловий рік|світлових років]] від Сонця]]
[[Файл:Age-metallicity relation of the Galaxy.svg|міні|300x300пкс|Вік та [[металічність]] для різних підсистем Галактики]]
У Чумацькому шляху [[Зореутворення|темп зореутворення]] становить, за різними оцінками, 1,6—2{{Маса Сонця}} на рік<ref name=":54">{{Стаття|url=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2015ApJ...806...96L|author=Licquia T. C., Newman J. A.|title=Improved Estimates of the Milky Way's Stellar Mass and Star Formation Rate from Hierarchical Bayesian Meta-Analysis|date=2015|місяць=6|видання=[[The Astrophysical Journal]]|том=806|pages=96|issn=0004-637X|language=en|place=Bristol|publisher=[[IOP Publishing]]|doi=10.1088/0004-637X/806/1/96|archivedate=2022-02-12|archiveurl=https://web.archive.org/web/20220212015451/https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2015ApJ...806...96L}}</ref><ref>{{Стаття|url=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2011AJ....142..197C|author=Chomiuk L., Povich M. S.|title=Toward a Unification of Star Formation Rate Determinations in the Milky Way and Other Galaxies|date=2011|місяць=12|видання=[[The Astronomical Journal]]|том=142|pages=197|issn=0004-6256|language=en|place=Bristol|publisher=[[IOP Publishing]]|doi=10.1088/0004-6256/142/6/197|archivedate=2022-05-17|archiveurl=https://web.archive.org/web/20220517011655/https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2011AJ....142..197C}}</ref>. У дуже спрощеному вигляді [[зоряне населення]] Галактики можна поділити [[Зоряне населення|населення I]] і [[Зоряне населення|населення II]]. Перше складається з відносно молодих зір з високою [[Металічність|металічністю]], які рухаються по орбітах, близьких до кругових, і складають плаский [[галактичний диск]]. Друге&nbsp;— це старі зорі, бідні важкими елементами, які рухаються витягнутими орбітами і становлять [[Галактичне гало|гало]] сфероїдальної форми, яке не обертається як ціле, і [[балдж]]<ref>{{Cite web|url=http://www.daviddarling.info/encyclopedia/P/PopII.html|title=Population II|last=Darling D.|website=Internet Encyclopedia of Science|archiveurl=https://web.archive.org/web/20220123160911/https://www.daviddarling.info/encyclopedia/P/PopII.html|archivedate=2022-01-23|deadurl=no|accessdate=2022-01-29}}</ref>. До того чи іншого населення можуть належати не лише зорі, а й інші об'єкти Галактики. Серед характерних представників населення I&nbsp;— [[Міжзоряне середовище|міжзоряний газ]], [[Зоряна асоціація|зоряні асоціації]] та [[Розсіяне скупчення|розсіяні скупчення]], а також [[класичні цефеїди]]<ref>{{Cite web|url=https://www.britannica.com/science/Cepheid-variable|title=Cepheid variable|website=[[Encyclopedia Britannica]]|language=en|archiveurl=https://web.archive.org/web/20220204160528/https://www.britannica.com/science/Cepheid-variable|archivedate=2022-02-04|deadurl=no|accessdate=2022-02-04}}</ref>. До населення II відносяться, наприклад, [[Кулясте скупчення|кулясті скупчення]] та [[змінні типу RR Ліри]]<ref name=":4"/>{{Sfn|Combes, Lequeux|2016|сторінки=44—45}}.

Ця спрощена система з поділом зір на два типи населення значною мірою застаріла. [[Кореляція]] між віком, хімічним складом та кінематикою виявилася неідеальною, а замість чіткого поділу було виявлено більш плавну градацію<ref name=":4"/>. У кожній частині Галактики насправді спостерігаються зорі різного віку і металічності, і [[Дисперсія випадкової величини|дисперсія]] цих параметрів виявляється досить великою. Крім того, за хімічними та динамічними властивостями можна розділити диск на [[Тонкий диск|тонкий]] і [[товстий диск]], а населення балджа відрізняється від населення гало, тому доцільніше говорити про населення цих чотирьох підсистем окремо{{Sfn|Combes, Lequeux|2016|сторінки=44—45}}<ref name=":6">{{Cite web|url=http://www.daviddarling.info/encyclopedia/P/population.html|title=Population|last=Darling D.|website=Internet Encyclopedia of Science|archiveurl=https://web.archive.org/web/20220129214858/https://www.daviddarling.info/encyclopedia/P/population.html|archivedate=2022-01-29|deadurl=no|accessdate=2022-01-29}}</ref>.

До населення тонкого диска належить [[Сонце]] та 96&nbsp;% зір у його околиці. Тонкий диск містить зорі різного віку: від тих, що виникають прямо зараз, до зір віком 10 мільярдів років, а їхній середній вік становить 6 мільярдів років. Таким чином, тонкий диск&nbsp;— відносно молода підсистема, де досі триває [[зореутворення]], понад усе в [[Спіральний рукав|спіральних рукавах]]. Зорі тонкого диска мають високу [[металічність]]: у середньому частка важких елементів у них можна порівняти з сонячною і в більшості зір становить від 1/3 до 3 сонячних<ref name=":7">{{Cite web|url=https://astronomy.swin.edu.au/cosmos/T/Thick+Disk|title=Thick Disk|website=Asronomy|publisher=Swinburne University of Technology|location=Melbourne|archiveurl=https://web.archive.org/web/20220314091839/https://astronomy.swin.edu.au/cosmos/T/Thick+Disk|archivedate=2022-03-14|deadurl=no|accessdate=2022-01-30}}</ref>. У тонкому диску спостерігається [[градієнт]] металічності: у внутрішніх частинах диска вона вища, ніж у зовнішніх. Тонкий диск швидко обертається навколо центру Галактики, а зорі рухаються орбітами, близькими до кругових. В околиці Сонця швидкість руху зір тонкого диска становить близько 220 км/с<ref name=":3"/>{{Sfn|Combes, Lequeux|2016|с=50}}<ref name=":62">{{Cite web|url=http://www.daviddarling.info/encyclopedia/P/population.html|title=Population|last=Darling D.|website=Internet Encyclopedia of Science|archiveurl=https://web.archive.org/web/20220129214858/https://www.daviddarling.info/encyclopedia/P/population.html|archivedate=2022-01-29|deadurl=no|accessdate=2022-01-29}}</ref>.

Населення товстого диска різними параметрами відрізняється від населення тонкого. До товстого диска відноситься близько 4&nbsp;% зір поблизу Сонця, ймовірно, однією з них є [[Арктур]]. Ці зорі досить старі, їх вік становить близько 10—12 мільярдів років<ref>{{Стаття|url=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2019MNRAS.490.5335S|author=Sharma S., Stello D., Bland-Hawthorn J., Hayden M. R., Zinn J. C.|title=The K2-HERMES Survey: age and metallicity of the thick disc|date=2019|місяць=12|language=en|видання=[[Monthly Notices of the Royal Astronomical Society]]|том=490|pages=5335–5352|issn=0035-8711|place=Oxf.|publisher=[[Wiley-Blackwell]]|doi=10.1093/mnras/stz2861|archivedate=2022-02-18|archiveurl=https://web.archive.org/web/20220218182606/https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2019MNRAS.490.5335S}}</ref>{{Sfn|Bland-Hawthorn et al.|2014|сторінки=59—60}}. Вони мають нижчу металічність, ніж зорі тонкого диска: у більшості з них вміст металів{{Ref+|В астрономії металами називають всі елементи, важчі за гелій<ref name="metallicity">{{cite web|url=http://www.daviddarling.info/encyclopedia/M/metallicity.html|title=Metallicity|author=Darling D.|website=Internet Encyclopedia of Science|access-date=2022-02-01|archive-date=2021-10-05|archive-url=https://web.archive.org/web/20211005150223/https://www.daviddarling.info/encyclopedia/M/metallicity.html|deadlink=no}}</ref>.|вин.}}&nbsp;— від 1/10 до 1/2 сонячного, в середньому&nbsp;— 1/4. При цьому у зорях товстого диска вміст [[Альфа-процес|альфа-елементів]], таких, як [[кисень]] і [[магній]], по відношенню до всіх металів вищий, ніж у тонкому диску. Товстий диск, як і тонкий, обертається, але з меншою на 40 км/с швидкістю, так що зорі рухаються по еліптичних орбітах і мають більш високу дисперсію швидкостей<ref name=":63">{{Cite web|url=http://www.daviddarling.info/encyclopedia/P/population.html|title=Population|last=Darling D.|website=Internet Encyclopedia of Science|archiveurl=https://web.archive.org/web/20220129214858/https://www.daviddarling.info/encyclopedia/P/population.html|archivedate=2022-01-29|deadurl=no|accessdate=2022-01-29}}</ref><ref name=":7"/>{{Sfn|Combes, Lequeux|2016|сторінки=48—49}}.

Зоряне гало складається зі старих зір з дуже низькою металличністю, в основному [[субкарлик]]ів,&nbsp;— найближчою до Сонця зорею гало є [[зоря Каптейна]]. Вік зір гало перевищує 12 мільярдів років, а частка металів зазвичай становить від 1/100 до 1/10 сонячної, найчастіше&nbsp;— близько 1/30. Зорі цієї підсистеми практично не мають сумарного [[Момент імпульсу|моменту імпульсу]], мають велику дисперсію швидкостей і рухаються по дуже витягнутих орбітах, тому зоряне гало в цілому має форму, близьку до сферичної, і не обертається<ref name=":64">{{Cite web|url=http://www.daviddarling.info/encyclopedia/P/population.html|title=Population|last=Darling D.|website=Internet Encyclopedia of Science|archiveurl=https://web.archive.org/web/20220129214858/https://www.daviddarling.info/encyclopedia/P/population.html|archivedate=2022-01-29|deadurl=no|accessdate=2022-01-29}}</ref><ref>{{Cite web|url=https://astronomy.swin.edu.au/cosmos/S/Stellar+Halo|title=Stellar Halo|website=Astronomy|publisher=Swinburne University of Technology|location=Melbourne|archiveurl=https://web.archive.org/web/20220201201552/https://astronomy.swin.edu.au/cosmos/S/Stellar+Halo|archivedate=2022-02-01|deadurl=no|accessdate=2022-02-01}}</ref>{{Sfn|Combes, Lequeux|2016|сторінки=46—47}}.

Балдж Галактики складається, в основному, із зір, старших за 7 мільярдів років, але в ньому зустрічаються і молодші зорі, деякі з них молодші за 500 мільйонів років<ref name=":622">{{Cite web|url=https://astronomy.swin.edu.au/cosmos/b/Bulges|title=Bulges|website=Swinburne University of Technology|archiveurl=https://web.archive.org/web/20220307155225/https://astronomy.swin.edu.au/cosmos/B/Bulges|archivedate=2022-03-07|deadurl=no|accessdate=2021-10-30}}</ref>. Металічність зір балджа сильно варіюється&nbsp;— для більшості зір вона лежить в діапазоні від 0,02 до 1,6 сонячних, але в середньому вона відносно висока і становить 0,6 сонячної, крім того, зорі балджа збагачені [[Альфа-процес|альфа-елементами]]{{Ref+|Металічність <chem>[Fe/H]</chem> відповідає частці елементів, важчих за [[гелій]], рівній <chem>Z = 10^{[Fe/H]}</chem> сонячної<ref name="metallicity"/>.|вин.}}{{Sfn|Bland-Hawthorn et al.|2014|сторінки=55—59}}<ref name=":422">{{Стаття|url=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2008IAUS..245....3F|author=Freeman K. C.|title=Galactic bulges: overview|date=2008|місяць=7|language=en|видання=Formation and Evolution of Galaxy Bulges, Proceedings of the International Astronomical Union, IAU Symposium|том=245|pages=3–10|place=N. Y.|publisher=[[Cambridge University Press]]|doi=10.1017/S1743921308017146}}</ref>. Поблизу Сонця немає представників населення балджа<ref name=":65">{{Cite web|url=http://www.daviddarling.info/encyclopedia/P/population.html|title=Population|last=Darling D.|website=Internet Encyclopedia of Science|archiveurl=https://web.archive.org/web/20220129214858/https://www.daviddarling.info/encyclopedia/P/population.html|archivedate=2022-01-29|deadurl=no|accessdate=2022-01-29}}</ref>.

=== Зоряні скупчення та асоціації ===
У Чумацькому Шляху є різні групи зір: [[Кулясте скупчення|кулясті]] і [[Розсіяне скупчення|розсіяні зоряні скупчення]], і навіть [[Зоряна асоціація|зоряні асоціації]]. У цих системах зорі мають спільне походження<ref>{{Cite web|url=https://www.britannica.com/science/star-cluster|title=Star cluster|website=[[Encyclopedia Britannica]]|language=en|archiveurl=https://web.archive.org/web/20220417172603/https://www.britannica.com/science/star-cluster|archivedate=2022-04-17|deadurl=no|accessdate=2022-02-04}}</ref>. Крім того, в Галактиці зустрічаються [[Рухома група зір|рухомі групи зір]], в яких зорі не обов'язково згруповані в просторі, але мають близькі швидкості руху<ref name=":4"/>.

==== Кулясті скупчення ====
[[Файл:Messier_13_Hubble_WikiSky.jpg|міні|300x300пкс|Кулясте зоряне скупчення [[Кулясте скупчення Геркулеса|M 13]]]]
Кулясті скупчення мають близьку до сферичної форми і містять велику кількість зір: від тисяч до мільйонів, а їхні розміри становлять від 3 до 100 парсеків<ref name=":4"/>. Найяскравіше кулясте скупчення Чумацького Шляху, [[Ω Центавра|Омега Центавра]], має [[Абсолютна зоряна величина|абсолютну зоряну величину]] −10,4<sup>m</sup>, а у найтьмяніших вона становить близько −3<sup>m</sup>, середнє значення, що найчастіше зустрічається&nbsp;— −7<sup>m</sup>. Кулясті скупчення населяють [[балдж]] і [[Галактичне гало|гало]]: вони зустрічаються на відстанях до 100 кілопарсек від центру, а в центрі вони зосереджені найщільніше<ref>{{Cite web|url=http://www.daviddarling.info/encyclopedia/G/globclust.html|title=Globular cluster|last=Darling D.|website=Internet Encycloedia of Science|archiveurl=https://web.archive.org/web/20201030181419/https://www.daviddarling.info/encyclopedia/G/globclust.html|archivedate=2020-10-30|deadurl=no|accessdate=2022-02-02}}</ref>{{Sfn|Combes, Lequeux|2016|с=47}}.

Кулясті скупчення в Чумацькому Шляху&nbsp;— старі об'єкти, вік яких складає 11—13 мільярдів років, хоча не в усіх галактиках це так само&nbsp;— у багатьох інших галактиках зустрічаються молоді кулясті скупчення{{Sfn|Combes, Lequeux|2016|с=47}}<ref>{{Cite web|url=https://www.britannica.com/science/globular-cluster|title=Globular cluster|website=[[Encyclopedia Britannica]]|language=en|archiveurl=https://web.archive.org/web/20180102131221/https://www.britannica.com/topic/globular-cluster|archivedate=2018-01-02|deadurl=no|accessdate=2022-02-02}}</ref>. Ці об'єкти здебільшого мають низькі [[Металічність|металічності]], аж до −2,5, однак в деяких скупчень металічність перевищує сонячну{{Sfn|Binney, Merrifield|1998|сторінки=327—331}}.

У Галактиці відомо близько 150 кулястих скупчень, а загальна їх кількість має становити близько 200: деякі з них приховані міжзоряним пилом, і тому не спостерігаються<ref name=":4"/><ref name=":82">{{Cite web|url=http://www.daviddarling.info/encyclopedia/G/Galaxy.html|title=The Milky Way Galaxy|last=Darling D.|website=Internet Encyclopedia of Science|archiveurl=https://web.archive.org/web/20210820044045/https://www.daviddarling.info/encyclopedia/G/Galaxy.html|archivedate=2021-08-20|deadurl=no|accessdate=2022-01-20}}</ref>.

У Чумацькому Шляху виділяються дві підсистеми кулястих скупчень: F-скупчення, або скупчення гало, які мають [[металічність]] нижче −0,8, і G-скупчення, або скупчення диска, металічність яких вища за це значення. Скупчення гало розподілені практично сферично симетрично, простягаються до великих відстаней від центру Галактики і більш численні, ніж скупчення диска, які утворюють плоску підсистему. Ймовірно, скупчення диска відносяться до населення [[Товстий диск|товстого диска]]{{Sfn|Binney, Merrifield|1998|сторінки=666—670}}.

==== Розсіяні скупчення ====
[[Файл:M44_Heggie.jpg|міні|300x300пкс|Розсіяне зоряне скупчення [[Ясла (зоряне скупчення)|M 44]]]]
На відміну від кулястих, розсіяні скупчення мають менш впорядковану форму і більш розріджені, мають менші розміри&nbsp;— близько 10 парсеків і нижче, і менше зір&nbsp;— від десятків до кількох тисяч. Найтьмяніші розсіяні скупчення мають абсолютні зоряні величини слабші за −3<sup>m</sup>, а у найяскравіших цей параметр сягає −9<sup>m</sup>. Розсіяні скупчення розподілені в площині Галактики, а наймолодші з них сконцентровані в [[Спіральний рукав галактики|спіральних рукавах]]<ref name=":4"/><ref name=":9">{{Cite web|url=http://www.daviddarling.info/encyclopedia/O/opencluster.html|title=Open cluster|last=Darling D.|website=Internet Encyclopedia of Science|archiveurl=https://web.archive.org/web/20201030234615/https://www.daviddarling.info/encyclopedia/O/opencluster.html|archivedate=2020-10-30|deadurl=no|accessdate=2022-02-03}}</ref>{{Sfn|Binney, Merrifield|1998|сторінки=377—381}}.

Розсіяні скупчення&nbsp;— переважно молоді об'єкти, а більшість з них розпадається за кілька сотень мільйонів років після утворення, хоча серед них зустрічаються і набагато старіші об'єкти<ref name=":92">{{Cite web|url=http://www.daviddarling.info/encyclopedia/O/opencluster.html|title=Open cluster|last=Darling D.|website=Internet Encyclopedia of Science|archiveurl=https://web.archive.org/web/20201030234615/https://www.daviddarling.info/encyclopedia/O/opencluster.html|archivedate=2020-10-30|deadurl=no|accessdate=2022-02-03}}</ref>. Відповідно, у розсіяних скупченнях зустрічаються яскраві блакитні зорі, які відсутні в кулястих. Розсіяні скупчення мають високі металічності, в середньому близькі до сонячної металічності{{Sfn|Binney, Merrifield|1998|сторінки=377—381}}.

У Галактиці відомо понад 1200 розсіяних скупчень<ref>{{Стаття|url=https://www.aanda.org/articles/aa/abs/2018/10/aa33476-18/aa33476-18.html|author=Cantat-Gaudin T., Jordi C., Vallenari A., Bragaglia A., Balaguer-Núñez L.|title=A Gaia DR2 view of the open cluster population in the Milky Way|date=2018|місяць=10|language=en|видання=[[Astronomy & Astrophysics]]|том=618|pages=A93|place=Les Ulis|publisher=EDP Sciences|issn=0004-6361, 1432-0746|doi=10.1051/0004-6361/201833476|archivedate=2021-01-20|archiveurl=https://web.archive.org/web/20210120175516/https://www.aanda.org/articles/aa/abs/2018/10/aa33476-18/aa33476-18.html}}</ref>. Однак через те, що такі скупчення не завжди виділяються на тлі інших зір і знаходяться в диску Галактики, де їх заважає спостерігати міжзоряне поглинання, відома лише мала часка всіх розсіяних скупчень Галактики{{Sfn|Binney, Merrifield|1998|сторінки=377—381}}.

==== Зоряні асоціації ====
Зоряні асоціації&nbsp;— дуже молоді групи зір, які разом сформувалися в одній області. Асоціації мають великі розміри&nbsp;— до 80 парсеків, тому зорі в асоціаціях дуже слабко пов'язані гравітацією, і за кілька мільйонів років такі структури розпадаються. Хоча в асоціаціях зазвичай не більше тисяч зір, найяскравіші з них можуть бути навіть яскравішими за кулясті скупчення, оскільки в них містяться масивні яскраві зорі з невеликими термінами життя<ref name=":4"/><ref>{{Cite web|url=http://www.daviddarling.info/encyclopedia/A/association_stellar.html|title=Stellar association|last=Darling D.|website=Internet Encyclopedia of Science|archiveurl=https://web.archive.org/web/20201029101448/https://www.daviddarling.info/encyclopedia/A/association_stellar.html|archivedate=2020-10-29|deadurl=no|accessdate=2022-02-04}}</ref>.

=== Міжзоряне середовище ===
[[Файл:Gaia-_Exploring_the_multi-dimensional_Milky_Way_ESA24305488.jpeg|міні|300x300пкс|Чотири карти Чумацького Шляху за даними каталогу {{Не перекладено|Gaia DR3||de|Gaia DR3}} : [[променева швидкість]] (згори ліворуч), [[власний рух]] (внизу ліворуч), [[Космічний пил|міжзоряний пил]] (згори праворуч) та [[металічність]] (внизу праворуч)]]
Простір між зорями нашої Галактики заповнений розрідженим [[Міжзоряне середовище|міжзоряним середовищем]], яке зосереджено в диску і на 99&nbsp;% складається з газу&nbsp;— переважно [[Водень|водню]] та [[Гелій|гелію]]. Ще 1&nbsp;% становить пил, який виявляє себе через[[міжзоряне поглинання]] й [[Поляризація хвиль|поляризацію]] світла<ref name=":10">{{Cite web|url=http://www.daviddarling.info/encyclopedia/I/ISM.html|title=Interstellar medium|last=Darling D.|website=Internet Encyclopedia of Science|archiveurl=https://web.archive.org/web/20220120133857/https://www.daviddarling.info/encyclopedia/I/ISM.html|archivedate=2022-01-20|deadurl=no|accessdate=2022-02-05}}</ref>. До міжзоряного середовища також відносять [[магнітне поле]], сила якого становить близько 3 [[Гаус (одиниця вимірювання)|мікрогаусів]]&nbsp;— ця величина занадто мала, щоб впливати на рух газу в Галактиці, але достатня, щоб частинки пилу поверталися певним чином і створювали поляризацію світла<ref name=":4"/>. У міжзоряному середовищі присутні [[космічні промені]]&nbsp;— заряджені частинки, такі як [[електрон]]и і [[протон]]и, що рухаються з [[Спеціальна теорія відносності|релятивістськими швидкостями]]<ref>{{Cite web|url=https://www.britannica.com/science/interstellar-medium|title=Interstellar medium|website=[[Encyclopedia Britannica]]|language=en|archiveurl=https://web.archive.org/web/20220204182815/https://www.britannica.com/science/interstellar-medium|archivedate=2022-02-04|deadurl=no|accessdate=2022-02-05}}</ref>{{Sfn|Binney, Merrifield|1998|с=451}}.

Міжзоряне середовище Чумацького Шляху дуже неоднорідне і за температурою, і за густиною. Гарячий газ може мати температуру до мільйона [[кельвін]]ів, а холодний&nbsp;— нижче 100 K. Середня концентрація газу становить близько 1 частинки на см³, але в гарячих областях вона може бути сильно нижчою за середню, а в [[Молекулярна хмара|молекулярних хмарах]] може доходити до 10<sup>10</sup> частинок на см³. Ця неоднорідність підтримується постійним підживленням міжзоряного середовища енергією, наприклад, від [[Зоряний вітер|зоряних вітрів]] або від спалахів [[Наднова|наднових]]<ref name=":10"/>.
{| class="wikitable" style="margin:auto; clear:both;"
|+Міжзоряне середовище в Галактиці у різних фазах та його приблизні параметри{{Sfn|Combes, Lequeux|2016|с=32}}
! colspan="2" |Фаза
![[Густина частинок|Концентрація]] (см<sup>−3</sup>)
!Температура ([[Кельвін|K]])
!Загальна маса ({{Маса Сонця}})
|-
| rowspan="2" |Атомарний газ
|Холодний
|25
|100
|4 {{E|9}}
|-
|Теплий
|0,25
|8000
|4 {{E|9}}
|-
| colspan="2" |Молекулярний газ
|1000
|≤100
|≥3 {{E|9}}
|-
| rowspan="3" |Іонізоване середовище
|[[Зони H II|Області H II]]
|1― 10<sup>4</sup>
|10 000
|5 {{E|7}}
|-
|Дифузна
|0,03
|8000
|{{E|9|0}}
|-
|Гаряча
|6 {{E|−3}}
|5 {{E|5}}
|{{E|8|0}}
|}

=== Темна матерія ===
Повна маса Чумацького Шляху, яку можна оцінити за динамічними характеристиками, значно більша за масу спостережуваної речовини. Аналогічна розбіжність спостерігається і для більшості інших галактик. Це призводить до висновку про наявність у нашій та в інших галактиках [[Темна матерія|темної матерії]], природа якої невідома і яка не випромінює світла, але бере участь у [[Гравітація|гравітаційній взаємодії]]<ref name=":09">{{БРЭ}}</ref><ref name=":4"/>{{Sfn|Combes, Lequeux|2016|сторінки=75—83}}.

Темна матерія розподілена в [[Галактичне гало|гало Галактики]] й утворює [[Галактичне гало|темне гало]], яке простягається аж до відстані 100—200 кілопарсеків від центру. У внутрішніх частинах Галактики темна матерія не дає значного внеску в загальну масу, але, оскільки її густина падає з відстанню від центру <math>R</math> повільно&nbsp;— пропорційно <math>R^{-2}</math>&nbsp;— темна матерія домінує на околиці Галактики і сумарно становить найбільшу частку повної маси Чумацького Шляху<ref name=":4"/>{{Sfn|Сурдин|2017|с=292—297}}.

== Динаміка ==
[[Файл:The_rotation_curve_of_the_Milky_Way-ru.svg|міні|300x300пкс|[[Крива обертання галактики|Крива обертання]] Чумацького Шляху із зазначеним вкладом [[балдж]]а, [[Галактичний диск|диска]] та [[гало темної матерії]]]]
Наша Галактика обертається, причому обертання різних підсистем відбувається з різною швидкістю&nbsp;— більш плоскі підсистеми обертаються найшвидше. Сонце разом із зорями диска обертається навколо центру Галактики зі швидкістю 220 км/с{{Sfn|Сурдин|2017|с=47—50, 130—133}}.

[[Крива обертання галактики|Крива обертання]] Галактики полога і не падає до відстаней до десятків [[Парсек|кілопарсек]] від центру, що пов'язано з наявністю великої кількості [[Темна матерія|темної матерії]]{{Sfn|Сурдин|2017|с=187—193}}. Крім того, зі {{нп|Сталі Оорта|сталих Оорта||Oort constants}} можна визначити нахил кривої обертання в околиці Сонця. Він становить близько −2 км/с на кілопарсек, тобто в цій частині Галактики крива обертання практично стала{{Sfn|Combes, Lequeux|2016|с=38}}.

Швидкості окремих зір відрізняються від швидкості обертання диска, різниця між цими швидкостями називається залишковою швидкістю. Повна [[Дисперсія швидкості|дисперсія залишкових швидкостей]] зір для більш плоских систем є найменшою, аж до 15 км/с, тоді як у сферичній підсистемі ця величина може досягати 100—150 км/с. Для старіших зір у середньому швидкість обертання навколо центру Галактики нижче, ніж у молодших, а дисперсія швидкостей більше. Так, наприклад, в околиці Сонця дисперсія швидкостей у напрямку, перпендикулярному до площини диска, для зір класів [[Зорі спектрального класу O|O]] і [[Зорі спектрального класу B|B]], які живуть невеликий термін, становить 6 км/с, а для карликів класів від [[Зорі спектрального класу G|G]] до [[Зорі спектрального класу M|M]], які в середньому дуже старі&nbsp;— 21 км/с. Це пояснюється тим, що з часом дисперсія швидкостей зоряних систем збільшується через взаємодію зір з [[Молекулярна хмара|молекулярними хмарами]] та [[Спіральний рукав|спіральними рукавами]]{{Sfn|Сурдин|2017|с=47—55}}.

Залишкові швидкості зір розподілені [[Анізотропія|анізотропно]]: для всіх підсистем дисперсія у бік центру Галактики виявляється більше, ніж дисперсія у бік обертання диска й у бік, перпендикулярний до площини диска. Крім того, цей розподіл [[Асиметрія|асиметричний]] відносно напрямку на центр Галактики. Це явище називається [[Отклонение вертекса|відхиленням вертексу]], а його причиною вважається асиметрія гравітаційного потенціалу Галактики через наявність у диску спіральних рукавів{{Sfn|Сурдин|2017|с=47—55}}.

== У місцевій групі ==
{{main|Місцева група}}
[[Файл:Local_Group_uk.svg|міні|400x400пкс|Мапа [[Місцева група|Місцевої групи галактик]]]]
Чумацький Шлях знаходиться в [[Група галактик|групі]] з кількох десятків [[Галактика|галактик]], що називається [[Місцева група|Місцевою групою]] і має розмір близько 2 [[Парсек|мегапарсеків]]{{Sfn|Сурдин|2017|с=126—130}}. Чумацький Шлях та [[галактика Андромеди]]&nbsp;— дві домінуючі галактики у Місцевій групі за багатьма параметрами. Галактика Андромеди більша за нашу Галактику і містить більше зір, але Чумацький Шлях має порівнянну або навіть більшу масу, ніж у галактики Андромеди, завдяки масивному [[Гало темної матерії|гало темной матерії]]<ref name=":1"/>. Третьою за розмірами і світністю галактикою групи є [[галактика Трикутника]]<ref>{{Cite web|url=https://earthsky.org/clusters-nebulae-galaxies/what-is-the-local-group/|title=The Local Group is our galactic neighborhood|date=2021-12-08|website=EarthSky|language=en|archiveurl=https://web.archive.org/web/20220210210053/https://earthsky.org/clusters-nebulae-galaxies/what-is-the-local-group/|archivedate=2022-02-10|deadurl=no|accessdate=2022-02-10}}</ref>.

Наша Галактика з її більш як двома десятками [[Галактика-супутник|галактик-супутників]] утворює в Місцевій групі {{нп|Галактики-супутники Чумацького Шляху|підгрупу Чумацького Шляху||Satellite galaxies of the Milky Way}}<ref>{{Cite web|url=http://www.astronet.ru/db/msg/1169715|title=Местная Группа Галактик|last=Дроздовский И. О.|website=[[Астронет]]|archiveurl=https://web.archive.org/web/20120314054853/http://www.astronet.ru/db/msg/1169715|archivedate=2012-03-14|deadurl=no|accessdate=2022-02-11}}</ref>, розмір якої становить 300 кілопарсеків. Найбільші та найвідоміші супутники нашої Галактики&nbsp;— [[Велика Магелланова Хмара|Велика]] і [[Мала Магелланова Хмара|Мала Магелланови Хмари]], в них йде [[зореутворення]] та присутні яскраві молоді зорі. Інші супутники&nbsp;— [[карликові сфероїдальні галактики]], де зореутворення не йде. Вони отримують назви за сузір'ями, в яких знаходяться, наприклад, {{нп|Карликова галактика Печі|галактика Печі||Fornax Dwarf}}, {{нп|Карликова галактика Скульптора|галактика Скульптора||Sculptor Dwarf Galaxy}} і [[Карликова галактика Насоса|галактика Насоса]]{{Sfn|Сурдин|2017|с=126—130}}.

== Формування та еволюція ==

[[Великий вибух]] стався 13,7 мільярда років тому. Вважається, що в ранньому Всесвіті з первинних флуктуацій густини утворилися невеликі [[гало темної матерії]] масами порядку 10<sup>7</sup> {{Маса Сонця}}. Ці об'єкти зібрали в собі газ, що заповнював Всесвіт, і, стикаючись один з одним, утворили [[Протогалактика|протогалактики]]. 13 мільярдів років тому в нашій Галактиці почали формуватися зорі&nbsp;— до цього моменту вона складалася тільки з газу та темної матерії. Різні складові Галактики&nbsp;— [[балдж]], [[Галактичне гало|гало]], [[Тонкий диск|тонкий]] і [[товстий диск]]&nbsp;— сформувалися в різний час і в результаті різних процесів{{Sfn|Bland-Hawthorn et al.|2014|сторінки=54, 164—165}}. При формуванні нашої Галактики Всесвіт складався з атомів, [[Первинний нуклеосинтез|що виникли при Великому вибуху]]&nbsp;— [[Водень|водню]], [[Гелій|гелію]], їх ізотопів&nbsp;— [[Дейтерій|дейтерію]] і [[Гелій-3|гелію-3]], і [[Літій-7|літію-7]], натомість як важчі елементи в основному [[Зоряний нуклеосинтез|сформувалося згодом]] у зорях{{Sfn|Combes, Lequeux|2016|сторінки=121—137}}.

Менш ніж за 4 мільярди років після Великого вибуху сформувався [[балдж]]&nbsp;— зореутворення в ньому йшло дуже швидко і завершилося менш ніж за 0,5 мільярда років, через що у зорях балджа спостерігається надлишок [[Альфа-нуклід|альфа-елементів]] порівняно із залізом. У той же час, але за триваліший термін близько 1—2 мільярдів років, невелика кількість зір сформувалася в гало. Диск сформувався пізніше, за 4—5 мільярдів років після Великого вибуху, після чого більшість нових зір утворювалася в диску, а меншість&nbsp;— у балджі{{Sfn|Combes, Lequeux|2016|сторінки=121—127}}.

Вважається, що диск формувався від внутрішніх частин до зовнішніх: у внутрішніх частинах характерна тривалість зореутворення становила 2 мільярди років, а у зовнішніх&nbsp;— 10 мільярдів років і більше, що пояснює градієнт [[Металічність|металічності]] зір у диску. [[Товстий диск]] сформувався раніше за [[тонкий диск]], приблизно 8 мільярдів років тому. Останні 7 мільярдів років зореутворення продовжується з практично незмінним темпом, а зорі формуються тільки в тонкому диску{{Sfn|Bland-Hawthorn et al.|2014|сторінки=164—167, 194}}<ref>{{Стаття|url=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2015A&A...578A..87S|author=Snaith O., Haywood M., Di Matteo P., Lehnert M. D., Combes F.|title=Reconstructing the star formation history of the Milky Way disc(s) from chemical abundances|date=2015|місяць=6|видання=[[Astronomy and Astrophysics]]|том=578|pages=A87|issn=0004-6361|place=Les Ulis|publisher=EDP Sciences|doi=10.1051/0004-6361/201424281|archivedate=2022-02-22|archiveurl=https://web.archive.org/web/20220222031832/https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2015A%26A...578A..87S}}</ref>. На еволюцію нашої Галактики впливає [[Акреція (космос)|акреція]] газу ззовні, близько 3{{Маса Сонця}} на рік, яка компенсує витрати газу на зореутворення{{Sfn|Combes, Lequeux|2016|с=134}}.

За останні 12 мільярдів років наша Галактика не відчувала [[Злиття галактик|злиттів]] з іншими великими галактиками&nbsp;— така історія зіткнень нетипова і виділяє Чумацький Шлях серед інших галактик<ref>{{Cite web|url=https://www.mpa-garching.mpg.de/794407/hl202001|title=Our Milky Way – not a typical spiral galaxy|publisher=Max Planck Institute|language=en|archiveurl=https://web.archive.org/web/20220216232413/https://www.mpa-garching.mpg.de/794407/hl202001|archivedate=2022-02-16|deadurl=no|accessdate=2022-02-16}}</ref><ref>{{Стаття|url=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2015MNRAS.450.2874R|author=Ruchti G. R., Read J. I., Feltzing S., Serenelli A. M., McMillan P.|title=The Gaia-ESO Survey: a quiescent Milky Way with no significant dark/stellar accreted disc|date=2015|місяць=7|видання=[[Monthly Notices of the Royal Astronomical Society]]|том=450|pages=2874–2887|issn=0035-8711|place=Oxf.|publisher=[[Wiley-Blackwell]]|doi=10.1093/mnras/stv807|archivedate=2022-02-16|archiveurl=https://web.archive.org/web/20220216233447/https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2015MNRAS.450.2874R}}</ref>. Передбачається, що злиття з гіпотетичними галактиками {{нп|Кракен (галактика)|Кракен||Kraken galaxy}} (близько 3&nbsp;% маси Чумацького Шляху) і {{нп|галактика Гая-Енцелад|Гая-Енцелад||Gaia Sausage}} (6&nbsp;% маси Чумацького Шляху) 8—11 мільярдів років тому могли передати нашій Галактиці багато кулястих зоряних скупчень, спочатку сформованих у інших галактиках<ref>{{Стаття|url=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2020MNRAS.498.2472K|author=Kruijssen J. M. D., Pfeffer J. L., Chevance M., Bonaca A., Trujillo-Gomez S., Bastian N., Reina-Campos M., Crain R. A., Hughes M. E.|title=Kraken reveals itself - the merger history of the Milky Way reconstructed with the E-MOSAICS simulations|date=2020-10-01|видання=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|том=498|pages=2472–2491|issn=0035-8711|doi=10.1093/mnras/staa2452|archivedate=2022-11-04|archiveurl=https://web.archive.org/web/20221104141352/https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2020MNRAS.498.2472K}}</ref>.

=== Майбутнє ===
{{main|Зіткнення галактик Чумацький Шлях і Туманність Андромеди}}
[[Файл:Andromeda_and_Milky_Way_collision.ogv|міні|300x300пкс|Модель злиття Чумацького Шляху та галактики Андромеди]]
За розрахунками, зіткнення і злиття нашої Галактики з її супутником, [[Велика Магелланова Хмара|Великою Магеллановою Хмарою]], відбудеться приблизно через 2,4 мільярда років. Це призведе до того, що деякі параметри Чумацького Шляху стануть більш типовими для галактик із порівнянною масою&nbsp;— наприклад, зростуть середня [[металічність]] [[Галактичне гало|гало]] і маса [[Надмасивна чорна діра|надмасивної чорної діри]] в центрі Галактики<ref>{{Стаття|url=https://academic.oup.com/mnras/article/483/2/2185/5181341|author=Cautun M., Deason A. J., Frenk C. S., McAlpine S.|title=The aftermath of the Great Collision between our Galaxy and the Large Magellanic Cloud|date=2019|language=en|place=Oxf.|видання=[[Monthly Notices of the Royal Astronomical Society]]|publisher=[[Wiley-Blackwell]]|місяць=2|том=483|issue=2|pages=2185–2196|issn=0035-8711, 1365-2966|doi=10.1093/mnras/sty3084|archiveurl=https://web.archive.org/web/20190108013613/https://academic.oup.com/mnras/article/483/2/2185/5181341|archivedate=2019-01-08}}</ref>.

Через приблизно 4 мільярди років має відбутись [[Зіткнення галактик Чумацький Шлях і Туманність Андромеди|зіткнення Чумацького Шляху та галактики Андромеди]], які зараз зближуються зі швидкістю 120 км/с. Після першого зіткнення ще близько 2 мільярдів років триватиме злиття галактик, в результаті якого утвориться [[еліптична галактика]]. У цьому зіткненні також братиме участь [[галактика Трикутника]], і можливо, Чумацький Шлях зіткнеться з нею раніше, ніж з галактикою Андромеди. При злитті галактик зіткнення окремих зір будуть малоймовірні через низьку концентрацію зір<ref name=":43">{{Cite web|url=http://www.daviddarling.info/encyclopedia/A/Andromeda.html|title=Andromeda Galaxy (M31, NGC 224)|last=Darling D.|website=Internet Encyclopedia of Science|language=en|archiveurl=https://web.archive.org/web/20101115160115/http://daviddarling.info/encyclopedia/A/Andromeda.html|archivedate=2010-11-15|deadurl=no|accessdate=2022-02-12}}</ref><ref name=":12">{{Cite web|url=https://astronomy.swin.edu.au/cosmos/A/Andromeda+galaxy|title=Andromeda galaxy|website=Astronomy|publisher=Swinburne University of Technology|location=Melbourne|language=en|archiveurl=https://web.archive.org/web/20200617052146/https://astronomy.swin.edu.au/cosmos/A/Andromeda+galaxy|archivedate=2020-06-17|deadurl=no|accessdate=2022-02-12}}</ref><ref>{{Стаття|url=http://www.nature.com/news/andromeda-on-collision-course-with-the-milky-way-1.10765|author=Cowen R.|title=Andromeda on collision course with the Milky Way|date=2012|language=en|place=N. Y.|видання=[[Nature]]|publisher=[[Nature Publishing Group|NPG]]|issn=1476-4687|doi=10.1038/nature.2012.10765|archivedate=2020-05-13|archiveurl=https://web.archive.org/web/20200513182011/http://www.nature.com/news/andromeda-on-collision-course-with-the-milky-way-1.10765}}</ref>.

== Див. також ==
* [[Великий Провал]]
* [[Чумацький Шлях (явище)]]

== Виноски ==
{{примітки|group=вин.}}

== Примітки ==
[[Файл:Chumaky a.jpg|thumb|200px|[[Монета]] [[НБУ]] номіналом [[Чумацький Шлях (срібна монета)|20 гривень «Чумацький Шлях»]]. [[Аверс]].]]
{{reflist|3}}

{{wikiquote|Чумацький шлях (роман)}}
{{Commonscat|Milky Way Galaxy}}

== Література ==
* {{книга
 |автор             = [[Александров Юрій Володимирович|Александров Ю. В.]], [[Шевченко Василь Григорович|Шевченко В. Г.]]
 |частина           = Будова Галактики
 |посилання частина = 
 |заголовок         = Астрофізика
 |оригінал          = 
 |посилання         = https://www.mao.kiev.ua/index.php/ua/pdf-opener?AlexandrovShevchenko_Asotphysics_2016
 |відповідальний    = 
 |видання           = 
 |місце             = Харків
 |видавництво       = ХНУ імені В. Н.Каразіна
 |рік               = 2016
 |том               = 
 |сторінки          = 111-117
 |сторінок          = 252
 |серія             = 
 |тираж             = 
 |isbn              = 978-966-285-315-5 
 |doi               = 
 |bibcode           = 
 |pmid              = 
 |archiveurl        = 
 |archivedate       = 
 |ref               = Александров, Шевченко
}}
* {{книга
 |автор             = [[Андрієвський Сергій Михайлович|Андрієвський С. М.]], Кузьменков С. Г., [[Захожай Володимир Анатолійович|Захожай В. А.]], [[Климишин Іван Антонович|Климишин І. А.]]
 |частина           = Наша Галактика
 |посилання частина = 
 |заголовок         = Загальна астрономія
 |оригінал          = 
 |посилання         = https://www.mao.kiev.ua/index.php/ua/pdf-opener?Andrievskyi_et_al_Zahalna_Asronomija_2019
 |відповідальний    = 
 |видання           = 
 |місце             = Харків
 |видавництво       = ПромАрт
 |рік               = 2019
 |том               = 
 |сторінки          = 397-420
 |сторінок          = 524
 |серія             = 
 |тираж             = 
 |isbn              = 978-617-7634-37-8
 |doi               = 
 |bibcode           = 
 |pmid              = 
 |archiveurl        = 
 |archivedate       = 
 |ref               = Андрієвський та ін.
}}
* {{книга
 |автор             = [[Захожай Володимир Анатолійович|Захожай В. А.]]
 |частина           = Структура нашої зоряної системи
 |посилання частина = 
 |заголовок         = Вступ до астрофізики та космології
 |оригінал          = 
 |посилання         = 
 |відповідальний    = 
 |видання           = 
 |місце             = Харків
 |видавництво       = ХНУ імені В. Н. Каразіна
 |рік               = 2017
 |том               = 
 |сторінки          = 149-159
 |сторінок          = 2008
 |серія             = 
 |тираж             = 300
 |isbn              = 978-966-285-211-0
 |doi               = 
 |bibcode           = 
 |pmid              = 
 |archiveurl        = 
 |archivedate       = 
 |ref               = Захожай
}}
* {{книга
 |автор             = Кудря Ю. М., [[Вавилова Ірина Борисівна|Вавилова І. Б.]]
 |частина           = Молочний Шлях
 |посилання частина = 
 |заголовок         = Позагалактична астрономія. Книга 1. Галактики: основні фізичні властивості
 |оригінал          = 
 |посилання         = https://www.mao.kiev.ua/index.php/ua/pdf-opener?pzastr
 |відповідальний    = 
 |видання           = 
 |місце             = Київ
 |видавництво       = Наукова думка
 |рік               = 2016
 |том               = 
 |сторінки          = 29-76
 |сторінок          = 
 |серія             = 
 |тираж             = 300
 |isbn              = 978-966-00-1517-3
 |doi               = 
 |bibcode           = 
 |pmid              = 
 |archiveurl        = 
 |archivedate       = 
 |ref               = Вавилова, Кудря
}}
* {{Книга
|ref = Сурдин
|автор = [[Сурдін Володимир Георгійович|Сурдин В. Г.]]
|заголовок = Галактики
|рік = 2017
|видання = 2-е, исправленное и дополненное
|місце = Москва
|видавництво = Физматлит
|сторінок = 432
|ISBN = 978-5-9221-1726-5
}}
* {{Книга
|ref = Ефремов
|автор = [[Єфремов Юрій Миколайович|Ефремов Ю. Н.]]
|заголовок = Млечный Путь
|рік = 2006
|місце = Фрязино
|видавництво = Век 2
|сторінок = 64
|ISBN = 5-85099-156-5
|серія = Наука сегодня
}}
* {{Книга
|ref = Binney, Merrifield
|посилання = https://books.google.ru/books?id=dh8sEAAAQBAJ
|автор = Binney J., Merrifield M.
|заголовок = Galactic Astronomy
|рік = 1998
|місце = Princeton
|видавництво = [[Princeton University Press]]
|allpages = 816
|ISBN = 978-0-691-23332-1
}}
* {{Книга
|ref = van den Bergh
|посилання = https://books.google.ru/books?id=H0JMeoqFqEcC
|автор = van den Bergh S.
|заголовок = The Galaxies of the Local Group
|рік = 2000
|місце = {{Cambr.}}; {{N. Y.}}
|видавництво = [[Cambridge University Press]]
|allpages = 348
|ISBN = 978-1-139-42965-8
}}
* {{Книга
|ref = Waller
|посилання = https://books.google.ru/books?id=2ZF4tWI-UeIC
|автор = Waller W. H.
|заголовок = The Milky Way: An Insider's Guide
|рік = 2013
|місце = Princeton
|видавництво = Princeton University Press
|allpages = 316
|ISBN = 978-0-691-12224-3
}}
* {{Книга
|ref = Combes, Lequeux
|автор = Combes F., Lequeux J.
|заголовок = The Milky Way: Structure, Dynamics, Formation and Evolution
|рік = 2016
|місце = Les Ulis
|видавництво = EDP Sciences
|allpages = 195
|ISBN = 978-2-7598-1915-7
}}
* {{Книга
|ref = Bland-Hawthorn et al.
|посилання = http://www.physics.usyd.edu.au/~jbh/share/Books/BOOK_Saas_Fee_13.pdf
|автор = Bland-Hawthorn J., Freeman K., Matteucci F.
|заголовок = The Origin of the Galaxy and Local Group
|відповідальний = Moore B., Swiss Society for Astrophysics and Astronomy
|рік = 2014
|місце = Berlin; Heidelberg
|видавництво = [[Springer Berlin Heidelberg]]
|ISBN = 978-3-642-41719-1
|allpages = viii, 254
|серія = Saas-Fee Advanced Course, 37
}}

== Посилання ==
* [http://www.atlasoftheuniverse.com/galaxy.html The Milky Way Galaxy] {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20100103190744/http://atlasoftheuniverse.com/galaxy.html |date=3 січня 2010 }} from ''An Atlas of the Universe''
* [http://www.3dgalaxymap.com/ A 3D map of the Milky Way Galaxy] {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20170729050543/http://www.3dgalaxymap.com/ |date=29 липня 2017 }}
* [http://www.sky-map.org/?ra=12.0593794293245&de=-20.27239516216098&zoom=0&show_grid=1&show_constellation_lines=1&show_constellation_boundaries=1&show_const_names=0&show_galaxies=1&img_source=IRAS Milky Way&nbsp;— IRAS (infrared) survey] {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20160829140840/http://www.sky-map.org/?ra=12.0593794293245&de=-20.27239516216098&zoom=0&show_grid=1&show_constellation_lines=1&show_constellation_boundaries=1&show_const_names=0&show_galaxies=1&img_source=IRAS |date=29 серпня 2016 }} wikisky.org
* [http://www.eso.org/public/images/eso1242a/zoomable/ Панорама центральної частини Чумацького Шляху] {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20150704143612/http://www.eso.org/public/images/eso1242a/zoomable/ |date=4 липня 2015 }} на сайті [[Європейська південна обсерваторія|Європейської південної обсерваторії]] (оригінальний розмір 24,6 GB).
==Інтернет-ресурси==
* [https://www.youtube.com/watch?v=t4dI68c0PVQ Порівняння найбільших об'єктів у Всесвіті]
{{Розташування землі у Всесвіті}}
{{Чумацький Шлях}}
{{Бібліоінформація}}

[[Категорія:Галактики|!]]
[[Категорія:Чумацький Шлях|*]]
[[Категорія:Місцева група]]
[[Категорія:Спіральні галактики з баром|*]]
[[Категорія:Галактична астрономія]]