Просмотр кода страницы Млечный Путь

{{другие значения}}
{{Галактика
| Название = Млечный Путь
| Изображение = [[Файл:Artist’s impression of the Milky Way.jpg|300пкс]]
| Описание = Модель внешнего вида Млечного Пути
| Созвездие = -
| Тип = [[Спиральная галактика с баром]]
| Скопление = [[Местная группа]]
| Абсолютная_звёздная_величина = −20,9<sup>m</sup>
| mass = (1—2){{E|12}}
| Радиус = {{kly|50|16}}
| Свойства = Галактика, в которой находится [[Земля|планета Земля]] и вся [[Солнечная система]], а также все видимые [[Невооружённый глаз|невооружённым глазом]] отдельные звёзды
}}

'''Млечный Путь''' ('''Галактика''') — [[галактика]], в которой находится [[Земля]] и [[Солнечная система]]. Относится к типу [[спиральная галактика с перемычкой|спиральных галактик с перемычкой]]. Радиус Млечного Пути считается равным радиусу его [[Галактический диск|звёздного диска]] и составляет 16 [[килопарсек]]. Полная масса Галактики с учётом [[Тёмная материя|тёмной материи]] оценивается как 1—2{{E|12}} {{Mo}}. В Млечном Пути находится от 100 до 400 миллиардов [[Звезда|звёзд]], а его светимость составляет 2{{E|10}} {{Lo}}. По сравнению с другими спиральными галактиками Млечный Путь имеет довольно большую массу и высокую светимость. [[Солнечная система]] расположена на расстоянии в 7,5—8,5 килопарсеков от центра Галактики и движется вокруг него со скоростью 220 км/с.

Все [[Звезда|звёзды]], видимые [[Невооружённый глаз|невооружённым глазом]], относятся к нашей Галактике, но название «Млечный Путь» происходит от [[Млечный Путь (явление)|светлой туманной полосы]] на [[Ночное небо|ночном небе]], свет которой создаётся многочисленными тусклыми звёздами в диске Галактики. Из-за того, что [[Земля]] находится внутри Млечного Пути, точный вид нашей Галактики снаружи неизвестен.

Большинство звёзд в Галактике сосредоточено в [[Галактический диск|галактическом диске]] со [[Спиральный рукав|спиральными рукавами]]. Также в ней присутствуют средних размеров [[балдж]] и умеренно выраженный [[Бар (астрономия)|бар]], и по [[Морфологическая классификация галактик|морфологической классификации]] её относят к типу SBbc или SABbc. Кроме того, диск Млечного Пути окружён [[Галактическое гало|галактическим гало]], в котором содержится небольшая доля звёзд и большое количество гипотетической [[Тёмная материя|тёмной материи]]. В [[Центр Галактики|центре Галактики]] расположена [[сверхмассивная чёрная дыра]] [[Стрелец A*|Стрелец А*]].

В Млечном Пути [[темп звездообразования]] составляет 1,6—2 {{Mo}} в год. В упрощённом виде [[звёздное население]] Галактики можно разделить на [[население I]] и [[население II]]. Первое состоит из относительно молодых звёзд с высокой [[металличность]]ю, которые двигаются по орбитам, близким к круговым, и составляют плоский вращающийся [[галактический диск]]. Второе — это старые звёзды, бедные тяжёлыми элементами, которые движутся по вытянутым орбитам и составляют [[Галактическое гало|гало]] сфероидальной формы, которое не вращается как целое, и [[балдж]]. [[Межзвёздный газ]] и [[рассеянные звёздные скопления]] относятся к населению I, а [[шаровые скопления]] — к населению II. Более точным является разделение звёздного населения на подсистемы [[Толстый диск|толстого]] и [[Тонкий диск|тонкого диска]], гало и балджа по отдельности. Различные подсистемы галактики также имеют разную динамику: более плоские подсистемы быстрее вращаются и имеют меньшую дисперсию скоростей.

Млечный Путь находится в [[Местная группа|Местной группе галактик]]. Галактика является второй в группе по размеру и по количеству звёзд после [[Галактика Андромеды|галактики Андромеды]], но массы двух галактик сравнимы. Галактика имеет более двух десятков [[Галактика-спутник|галактик-спутников]], из которых наиболее крупные — [[Большое Магелланово Облако|Большое]] и [[Малое Магелланово Облако|Малое Магеллановы Облака]]. Через 4 миллиарда лет произойдёт [[Столкновение Млечного Пути и галактики Андромеды|столкновение и слияние Млечного Пути и галактики Андромеды]], в результате чего образуется [[эллиптическая галактика]].

Млечный Путь известен с древности. В 1610 году [[Галилео Галилей]] обнаружил, что диффузный свет полосы Млечного Пути создаётся большим количеством тусклых звёзд. Через полтора века, в 1784—1785 годах, [[Уильям Гершель]] сделал первую попытку определить размер и форму нашей Галактики. Гершель сделал вывод, что Млечный Путь имеет форму сплюснутого диска, однако сильно недооценил его диаметр. В 1917 году [[Харлоу Шепли]] впервые показал, что Солнце находится вдали от центра нашей Галактики, а в 1924—1925 годах [[Эдвин Хаббл]] смог доказать, что [[Вселенная]] не ограничивается нашей Галактикой. Важную роль в изучении нашей Галактики сыграл космический телескоп [[Hipparcos]], запущенный в 1989 году, с помощью которого были измерены координаты, [[Собственное движение|собственные движения]] и расстояния до большого количества звёзд. С 2013 года эту задачу выполняет космический телескоп [[Gaia]].

Млечный Путь с древности имел культурное, религиозное и философское значение у разных народов. Само название «Млечный Путь» происходит из [[Греко-римская мифология|греко-римской мифологии]]. По одной из легенд, [[Гера]] отказывалась кормить грудью незаконнорождённых детей [[Зевс]]а. Однажды, пока Гера спала, [[Гермес]] поднёс к её груди [[Геракл]]а, и после того, как тот начал кормиться, Гера проснулась и оттолкнула его. Молоко, которое брызнуло при этом из груди, превратилось в Млечный Путь. Само слово «галактика» также связано с этим мифом и происходит от {{Lang-grc|Κύκλος Γαλαξίας}}, что в переводе означает «молочный круг».

== Общие характеристики ==
[[Файл:Milky_Way_full_annotated_russian.jpg|мини|300x300пкс|Модель внешнего вида Млечного Пути с указанными деталями структуры и [[Галактическая долгота|галактическими долготами]]]]
Млечный Путь — [[спиральная галактика]], в которой находится [[Земля]] и вся [[Солнечная система]]. Млечный Путь также называют Галактикой — с заглавной буквы<ref name=":0">{{БРЭ|ссылка=https://old.bigenc.ru/physics/text/2340981|автор=[[Ефремов, Юрий Николаевич|Ефремов Ю. Н.]]|статья=ГАЛА́КТИКА|том=6|страницы=298—301|архив=https://web.archive.org/web/20201024222339/https://bigenc.ru/physics/text/2340981|архив дата=2020-10-24}}</ref><ref name=":4">{{cite web|lang=en|url=https://www.britannica.com/place/Milky-Way-Galaxy|title=Milky Way Galaxy|author=Hodge P. W.|website=[[Encyclopedia Britannica]]|access-date=2022-01-19|archive-date=2022-01-19|archive-url=https://web.archive.org/web/20220119174143/https://www.britannica.com/place/Milky-Way-Galaxy|deadlink=no}}</ref>{{Sfn|Ефремов|2006|страницы=4}}. Раздел [[Астрономия|астрономии]], который занимается изучением Млечного Пути — [[галактическая астрономия]]<ref>{{cite web|url=http://www.astronet.ru/db/msg/1228262/img6.html|title=Лекции по Галактической Астрономии|author=Расторгуев А. С.|website=[[Астронет]]|access-date=2022-02-21|archive-date=2022-01-21|archive-url=https://web.archive.org/web/20220121182138/http://www.astronet.ru/db/msg/1228262/img6.html|deadlink=no}}</ref>.

[[Галактический диск|Звёздный диск]] Млечного Пути простирается до расстояния в 16 [[Парсек|килопарсеков]] от центра, радиус Галактики принято считать таким же<ref name=":4" />. [[Гало галактики|Звёздное гало]] прослеживается до расстояния в 80 килопарсеков от центра, а система [[Шаровое звёздное скопление|шаровых звёздных скоплений]] ― ещё дальше, до 100 килопарсеков{{Sfn|Combes, Lequeux|2016|pp=46—50}}. В пределах 21 килопарсека от центра Млечного Пути содержится масса 2{{E|11}} {{Mo}}. Полная масса нашей Галактики с учётом [[Тёмная материя|тёмной материи]] чаще всего оценивается как 1—2{{E|12}} {{Mo}}, хотя некоторые значения находятся вне этого диапазона<ref name=":8">{{cite web|url=http://www.daviddarling.info/encyclopedia/G/Galaxy.html|title=The Milky Way Galaxy|author=Darling D.|website=Internet Encyclopedia of Science|access-date=2022-01-20|archive-date=2021-08-20|archive-url=https://web.archive.org/web/20210820044045/https://www.daviddarling.info/encyclopedia/G/Galaxy.html|deadlink=no}}</ref><ref>{{Статья|ссылка=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2019ApJ...873..118W|автор=Watkins L. L., van der Marel R. P., Sohn S. T., Evans N. W.|заглавие=Evidence for an Intermediate-mass Milky Way from Gaia DR2 Halo Globular Cluster Motions|год=2019|месяц=3|день=1|издание=[[The Astrophysical Journal]]|том=873|страницы=118|issn=0004-637X|язык=en|место=Bristol|издательство=[[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" />. Из этой величины на [[Звезда|звёзды]], которых в нашей Галактике содержится, по разным оценкам, от 100 до 400 миллиардов<ref>{{cite web|lang=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?|author=Masetti M.|publisher=[[NASA]]|date=2015-07-22|access-date=2022-01-19|archive-date=2019-04-10|archive-url=https://web.archive.org/web/20190410085724/https://asd.gsfc.nasa.gov/blueshift/index.php/2015/07/22/how-many-stars-in-the-milky-way/|deadlink=no}}</ref>, приходится около 5―6{{E|10}} {{Mo}}<ref name=":5">{{Статья|ссылка=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2015ApJ...806...96L|автор=Licquia T. C., Newman J. A.|заглавие=Improved Estimates of the Milky Way's Stellar Mass and Star Formation Rate from Hierarchical Bayesian Meta-Analysis|год=2015|месяц=6|день=1|издание=[[The Astrophysical Journal]]|том=806|страницы=96|issn=0004-637X|язык=en|место=Bristol|издательство=[[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>{{Статья|ссылка=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2017MNRAS.465...76M|автор=McMillan P. J.|заглавие=The mass distribution and gravitational potential of the Milky Way|год=2017|месяц=2|день=1|язык=en|издание=[[Monthly Notices of the Royal Astronomical Society]]|том=465|страницы=76–94|issn=0035-8711|место=Oxf.|издательство=[[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>{{Статья|ссылка=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2018Natur.555..629V|автор=van Dokkum P., Danieli S., Cohen Y., Merritt A., Romanowsky A. J.|заглавие=A galaxy lacking dark matter|год=2018|месяц=3|день=1|язык=en|издание=[[Nature]]|том=555|страницы=629–632|issn=0028-0836|место=N. Y.|издательство=[[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>. Светимость Млечного Пути в [[Фотометрическая система UBV|полосе V]] составляет 2{{E|10}} {{Lo}}, что соответствует [[Абсолютная звёздная величина|абсолютной звёздной величине]] −20,9<sup>m</sup>. Таким образом, по сравнению с другими спиральными галактиками Млечный Путь имеет довольно большую массу и высокую светимость{{Sfn|Combes, Lequeux|2016|pp=69—70, 147—149}}.

=== Положение Солнечной системы ===
[[Солнечная система]] расположена на расстоянии в 7,5—8,5 [[килопарсек]]ов от центра Галактики в небольшом спиральном [[Рукав Ориона|Рукаве Ориона]], между крупными [[Рукав Персея|рукавами Персея]] и [[Рукав Стрельца|Стрельца]] на расстоянии 1,5—2 килопарсеков от обоих<ref>{{cite web|lang=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|access-date=2022-12-01|archive-date=2022-12-01|archive-url=https://web.archive.org/web/20221201102127/https://earthsky.org/astronomy-essentials/which-spiral-arm-of-the-milky-way-contains-our-sun/|deadlink=no}}</ref>. От [[Галактическая плоскость|галактической плоскости]] Солнечная система сейчас удалена на 10 [[парсек]]ов<ref name=":0" />{{Sfn|Сурдин|2017|страницы=123, 125, 130—133}}. Наклон [[Эклиптика|эклиптики]] к галактической плоскости составляет 60 градусов<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]]|access-date=2022-01-20|archive-date=2017-08-04|archive-url=https://web.archive.org/web/20170804073036/http://astronomy.swin.edu.au/cosmos/G/Galactic+Plane|deadlink=no}}</ref>.

Солнце движется относительно [[Центр Галактики|центра Галактики]] со скоростью около 220 км/с и делает полный оборот вокруг него за 240 миллионов лет. Относительно ближайших звёзд Солнце движется со скоростью 20 км/с в направлении [[Геркулес (созвездие)|созвездия Геркулеса]]. Орбита Солнца в Галактике отличается от круговой: в процессе движения Солнце может оказываться на 0,1 килопарсека ближе и на 0,6 килопарсека дальше от центра, чем сейчас, и удаляться от галактической плоскости на расстояние до 85 парсеков{{Sfn|Сурдин|2017|страницы=130—133}}.

Положение Солнечной системы внутри нашей Галактики вносит определённые особенности в возможности её изучения. С одной стороны, только в Млечном Пути можно наблюдать объекты с небольшой светимостью, такие как [[Красный карлик|красные]] и [[белые карлики]], напрямую измерять размер и форму некоторых звёзд, а также изучать трёхмерную структуру Галактики: для других галактик строение известно лишь в проекции на [[Небесная сфера|небесную сферу]]. Это же обстоятельство создаёт, однако, и ряд проблем. Объекты Галактики расположены со всех сторон, а расстояния до них сильно различаются, так что для изучения Млечного Пути необходимо проводить обзор всего неба и учитывать различие расстояний. Кроме того, на свет от объектов вблизи [[Галактический экватор|галактического экватора]] сильно влияет [[межзвёздное поглощение]], связанное с присутствием [[Межзвёздная пыль|межзвёздной пыли]] в диске Галактики{{Sfn|Сурдин|2017|страницы=116—118}}.

=== Галактическая система координат ===
[[Файл:Третий_астрономический_треугольник.svg|мини|300x300пкс|[[Экваториальная система координат|Экваториальная]] и [[Галактическая система координат|галактическая]] системы координат. Галактический экватор обозначен синим, точка B — направление на центр Галактики, <math>b</math> и <math>l</math> — галактические широта и долгота, соответственно]]
Для изучения Млечного Пути удобно использовать [[Галактическая система координат|галактическую систему координат]], непосредственно связанную со структурой нашей Галактики. В ней используется [[галактический экватор]] — [[большой круг]] [[Небесная сфера|небесной сферы]], который совпадает с плоскостью [[Галактический диск|диска Галактики]]. Первая координата — [[галактическая широта]] <math>b</math> — равна углу между направлением на светило и галактическим экватором. Вторая координата — [[галактическая долгота]] <math>l</math> — равняется углу вдоль галактического экватора между направлением на [[центр Галактики]] и направлением на светило. Центр Галактики в этой системе имеет координаты <math>l = 0</math>, <math>b = 0</math>. [[Северный галактический полюс|Северный]] и [[Южный галактический полюс|южный полюса Галактики]] расположены, соответственно, на <math>b = +90^\circ</math> и <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]]|access-date=2022-01-23|archive-date=2022-03-17|archive-url=https://web.archive.org/web/20220317122626/https://astronomy.swin.edu.au/cosmos/G/Galactic+Coordinate+System|deadlink=no}}</ref><ref name=":2">{{cite web|lang=en|url=https://www.britannica.com/science/galactic-coordinate|title=Galactic coordinate|website=[[Encyclopedia Britannica]]|access-date=2022-01-23|archive-date=2022-01-23|archive-url=https://web.archive.org/web/20220123132748/https://www.britannica.com/science/galactic-coordinate|deadlink=no}}</ref>{{Sfn|Binney, Merrifield|1998|pp=30—31}}.

Центр Галактики в этой системе координат не совпадает с положением радиоисточника [[Стрелец A*]] в ядре Галактики, а отстоит от него приблизительно на 5 минут дуги, поскольку Стрелец A* был открыт позднее, чем была введена эта система координат<ref name=":2" />.

На [[Эпоха (астрономия)|эпоху]] [[J2000.0]] координаты центра Галактики в [[Экваториальная система координат|экваториальной системе координат]] — [[Склонение (астрономия)|склонение]] <math>\delta</math> и [[прямое восхождение]] <math>\alpha</math> — составляют <math>\delta = -28^\circ 56{,}2'</math>, <math>\alpha = 17^h45{,}6^m</math>. Галактический экватор наклонён к [[Небесный экватор|небесному экватору]] на 62,87°, экваториальные координаты северного полюса Галактики составляют <math>\delta = +27^\circ 7{,}7'</math>, <math>\alpha = 12^h51^m</math>{{Sfn|Binney, Merrifield|1998|pp=30—31}}.

== Внешний вид ==

=== Вид с Земли ===
Все [[Звезда|звёзды]] на небе, видимые [[Невооружённый глаз|невооружённым глазом]], относятся к нашей Галактике. Несмотря на это, когда говорят о виде [[Ночное небо|ночного неба]], Млечный Путь ограничивают только [[Млечный Путь (явление)|светлой туманной полосой с тем же названием]], которая опоясывает всё небо. Свет Млечного Пути создаётся звёздами [[Галактический диск|диска Галактики]], большинство которых не видны по отдельности<ref>{{cite web|url=http://www.astronet.ru/db/msg/1171060|title=Млечный Путь|author=[[Засов, Анатолий Владимирович|Засов А. В.]]|website=[[Астронет]]|access-date=2022-01-22|archive-date=2022-01-22|archive-url=https://web.archive.org/web/20220122152906/http://www.astronet.ru/db/msg/1171060|deadlink=no}}</ref><ref>{{cite web|url=https://www.daviddarling.info/encyclopedia/M/Milky_Way.html|title=Milky Way|author=Darling D.|website=Internet Encyclopedia of Science|access-date=2022-01-22|archive-date=2022-01-19|archive-url=https://web.archive.org/web/20220119112235/https://www.daviddarling.info/encyclopedia/M/Milky_Way.html|deadlink=no}}</ref>{{Sfn|Waller|2013|pp=1—9}}. Млечный Путь можно увидеть на достаточно тёмном [[Ночное небо|ночном небе]] — вдали от [[город]]ов и при отсутствии [[Луна|Луны]] над горизонтом<ref>{{cite web|lang=en|url=https://earthsky.org/tonight/every-visible-star-is-within-milky-way/|title=Every visible star is within Milky Way|author=Byrd D.|website=Earth & Sky|date=2020-09-10|access-date=2022-01-22|archive-date=2022-01-22|archive-url=https://web.archive.org/web/20220122152905/https://earthsky.org/tonight/every-visible-star-is-within-milky-way/|deadlink=no}}</ref><ref>{{Статья|ссылка=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2014MNRAS.442.2600C|автор=Crumey A.|заглавие=Human contrast threshold and astronomical visibility|год=2014|месяц=8|день=1|язык=en|издание=[[Monthly Notices of the Royal Astronomical Society]]|том=442|страницы=2600–2619|issn=0035-8711|место=Oxf.|издательство=[[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>.

Млечный Путь на небе имеет неровную форму, его ширина составляет около 15 [[Градус (геометрия)|градусов]]<ref>{{cite web|lang=en|url=https://www.scientificamerican.com/article/how-did-scientists-determ/|title=How did scientists determine our location within the Milky Way galaxy|author=Marschall L. A.|website=[[Scientific American]]|access-date=2022-01-22|archive-date=2022-01-22|archive-url=https://web.archive.org/web/20220122152903/https://www.scientificamerican.com/article/how-did-scientists-determ/|deadlink=no}}</ref>. На фоне Млечного Пути располагаются различные [[Туманность|туманности]], например, [[туманность Лагуна]] и [[туманность Розетка]]. Некоторые участки, такие как [[Большой Провал]], кажутся более тёмными, поскольку свет с тех направлений перекрывается облаками [[Межзвёздная пыль|межзвёздной пыли]]. Наиболее ярким Млечный Путь становится в направлении на [[центр Галактики]]{{Sfn|Waller|2013|pp=1—9}}.

[[Межзвёздное поглощение]] в диске приводит к тому, что вокруг [[Галактический экватор|галактического экватора]] присутствует [[зона избегания]] — область, занимающая 20 % неба, где в [[Оптический диапазон|оптическом диапазоне]] не видны внегалактические объекты. Тем не менее, галактики в зоне избегания могут быть обнаружены, например, при наблюдениях в [[Инфракрасный диапазон|инфракрасном]] и [[радиодиапазон]]е<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]]|access-date=2022-01-22|archive-date=2022-01-22|archive-url=https://web.archive.org/web/20220122152909/https://astronomy.swin.edu.au/cosmos/z/zone+of+avoidance|deadlink=no}}</ref><ref>{{cite web|lang=en|url=https://www.britannica.com/science/zone-of-avoidance|title=Zone of avoidance|website=[[Encyclopedia Britannica]]|access-date=2022-01-22|archive-date=2022-01-22|archive-url=https://web.archive.org/web/20220122152903/https://www.britannica.com/science/zone-of-avoidance|deadlink=no}}</ref>.

{{Несколько изображений|зона=center|направление=horizontal|заголовок=Вид Млечного Пути с Земли|изобр1=Milky_Way_over_The_Whistlers.jpg|ширина1=320|подпись1=<center>Часть Млечного Пути на небе Земли, фотография сделана в [[Джаспер (национальный парк)|Национальном парке Джаспер]]</center>|изобр2=Deathvalleysky_nps_big.jpg|ширина2=665|подпись2=<center>Панорамная фотография Млечного Пути, сделанная в [[Долина Смерти|Долине Смерти]]</center>}}

=== Вид снаружи ===
Поскольку [[Земля]] находится внутри Млечного Пути, точный вид нашей Галактики снаружи неизвестен, однако, опираясь на информацию о строении Галактики, которое можно определять различными способами (см. ниже{{Переход|Структура}}), можно моделировать её внешний вид, а также предполагать, что галактики со сходными параметрами должны выглядеть похожими на Млечный Путь{{Sfn|Waller|2013|pp=194—209}}{{Sfn|Сурдин|2017|страницы=204—207}}{{Sfn|Ефремов|2006|страницы=49—58}}. Голландский учёный Корнелий Истон выдвинул гипотезу о том, что Млечный Путь является спиральной галактикой, по аналогии со спиральным строением галактики «[[Галактика Андромеды|Туманность Андромеды]]»{{sfn|Новиков|2010|с=339}}.

{{Несколько изображений
 |зона         = center
 |направление  = horizontal
 |заголовок    = Галактики, на которые, вероятно, внешне похож Млечный Путь{{Sfn|Waller|2013|pp=194—209}}{{Sfn|Сурдин|2017|страницы=2—3 цветной вкладки}}

 |изобр1       = The VLT goes lion hunting.jpg
 |ширина1      = 240
 |подпись1     = <center>[[M 95 (галактика)|M 95]]</center>

 |изобр2=
 |ширина2      = 269
 |подпись2     = <center>[[M 109 (галактика)|M 109]]</center>

 |изобр3       = N891s.jpg
 |ширина3      = 316
 |подпись3     = <center>[[NGC 891]], наблюдаемая с ребра</center>

 |изобр4       = Wide Field Imager view of a Milky Way look-alike NGC 6744.jpg
 |ширина4      = 285
 |подпись4     = <center>[[NGC 6744]]</center>
}}

== Структура ==
[[Файл:Milky_way_profile-ru.svg|слева|мини|314x314пкс|Схематичное изображение структуры Млечного Пути, вид с ребра]]
Звёзды в нашей Галактике сосредоточены в основном в [[Галактический диск|диске]]. Кроме того, в Галактике присутствует [[балдж]] средних размеров и раскрытые [[спиральные рукава]], а также умеренно выраженный [[Бар (астрономия)|бар]]. Таким образом, Млечный Путь — [[спиральная галактика]] позднего [[Морфологическая классификация галактик|морфологического типа]], причём некоторые её параметры, например, общее количество [[Атомарный водород|нейтрального водорода]] и размер балджа, соответствуют типу Sb, а другие, как [[темп звездообразования]] — типу Sc. С учётом наличия бара, по морфологической классификации нашу Галактику относят к типу SBbc или SABbc<ref>{{cite web|url=https://astronomy.swin.edu.au/cosmos/M/Milky+Way|title=Milky Way|website=Asronomy|location=Melbourne|publisher=[[Swinburne University of Technology]]|access-date=2022-01-20|archive-date=2022-02-01|archive-url=https://web.archive.org/web/20220201144948/https://astronomy.swin.edu.au/cosmos/M/Milky+Way|deadlink=no}}</ref>{{Sfn|Combes, Lequeux|2016|pp=44—45}}{{Sfn|van den Bergh|2000|pp=46—47}}.

Структурные составляющие Галактики отличаются не только расположением и формой, но и параметрами звёздного населения, такими как возраст и [[металличность]] (см. ниже{{Переход|Звёздное население}}), и динамикой (см. ниже{{Переход|Динамика}}){{Sfn|Combes, Lequeux|2016|pp=44—45}}.

=== Диск ===
[[Файл:Milky Way disk warp-ru.svg|мини|300x300пкс|Искривлённая форма внешних частей диска Млечного Пути]]
[[Галактический диск|Диск]] — основная составляющая нашей Галактики по содержанию звёздной массы. Он имеет плоскую форму и в нём также находятся [[спиральные рукава]]. Звёздная масса всего диска составляет около 5{{E|10}} {{Mo}}{{ref+|В модели, предполагающей звёздную массу Млечного Пути, равную 6{{E|10}} {{Mo}}<ref name=":5" />.|комм.}}<ref name=":5" />. Диск нашей Галактики можно подразделить на [[Тонкий диск|тонкий]] и [[Толстый диск|толстый]], причём в первом содержится приблизительно на порядок больше массы, чем во втором, и 80 % [[барион]]ной массы Галактики вообще<ref name=":3">{{cite web|url=https://astronomy.swin.edu.au/cosmos/T/thin+disk|title=Thin Disk|website=Astronomy|location=Melbourne|publisher=[[Swinburne University of Technology]]|access-date=2022-01-23|archive-date=2022-03-18|archive-url=https://web.archive.org/web/20220318145629/https://astronomy.swin.edu.au/cosmos/T/Thin+Disk|deadlink=no}}</ref>. Эти составляющие имеют разные параметры, и, вероятно, сформировались различным образом (см. ниже{{Переход|Формирование и эволюция}}){{Sfn|Combes, Lequeux|2016|pp=37—49}}.

В окрестностях Солнца толстый диск имеет толщину 1,2 килопарсека, тонкий — 300—400 парсеков и содержит ещё более тонкую газовую составляющую. И тонкий, и толстый диск становятся толще во внешних областях Галактики. Толстый диск состоит в основном из старых звёзд с низкой [[металличность]]ю, а в тонком звёзды более молодые и богатые металлами (см. ниже{{Переход|Звёздное население}}), между ними есть и другие различия<ref name=":3" />{{Sfn|Combes, Lequeux|2016|pp=44—50}}.

Распределение плотности вещества в зависимости от расстояния до центра в тонком диске Млечного Пути, как и в других галактиках, [[Экспоненциальное распределение|экспоненциальное]], его характерный радиус составляет 3 килопарсека. Тонкий диск простирается до 16 килопарсеков от центра Галактики, а газовая составляющая простирается дальше и прослеживается вплоть до 35 килопарсеков от центра. Диск имеет искривлённую форму во внешних областях, вероятно, из-за [[Взаимодействующие галактики|взаимодействия с другими галактиками]]{{Sfn|Combes, Lequeux|2016|p=50}}<ref>{{Статья|ссылка=https://www.astro.umd.edu/~richard/ASTRO620/HI_dist_MW_Kerp.pdf|автор=Kalberla P. M. W., Kerp J.|заглавие=The Hi Distribution of the Milky Way|год=2009|месяц=9|день=1|язык=en|издание={{нп5|Annual Review of Astronomy and Astrophysics}}|том=47|страницы=27–61|issn=0066-4146|место=Pato Alto|издательство=[[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>.

==== Спиральные рукава ====
[[Файл:PIA19341-MilkyWayGalaxy-SpiralArmsData-WISE-20150603.jpg|слева|мини|300x300пкс|Модель внешнего вида Млечного Пути. Жёлтой точкой указано положение Солнца, красными указано положение [[Погружённое скопление|погружённых скоплений]], которые служат индикаторами спиральной структуры]]
О наличии [[Спиральные рукава|спиральных рукавов]] в диске Галактики трудно сделать вывод, наблюдая в оптическом диапазоне, из-за поглощения света [[Межзвёздная пыль|межзвёздной пылью]]. Однако при составлении карты распределения [[Атомарный водород|нейтрального водорода]] или [[Молекулярное облако|молекулярных облаков]], а также очень молодых объектов, таких как [[звёздные ассоциации]], спиральные рукава можно заметить<ref name=":4" />{{Sfn|van den Bergh|2000|pp=57—58}}. Плотность газа в рукавах в несколько раз превышает плотность в остальных частях диска, а также именно там наиболее активно происходит [[звездообразование]]. Спиральные рукава представляют собой [[Теория волн плотности|волны плотности]], так что спиральный узор в целом вращается с другой скоростью, чем звёзды и газ{{Sfn|Сурдин|2017|страницы=202—207}}.

Расположение, длина и даже количество спиральных рукавов ещё точно не определены<ref name=":0" /><ref>{{Статья|ссылка=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2018RAA....18..146X|автор=Xu Y., Hou L., Wu Y.|заглавие=The spiral structure of the Milky Way|год=2018|месяц=12|день=1|язык=en|издание={{нп5|Research in Astronomy and Astrophysics}}|том=18|страницы=146|issn=1674-4527|место=Bristol|издательство=[[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>, но чаще всего считается, что в Млечном Пути четыре крупных спиральных рукава: два главных — [[рукав Центавра]] и [[рукав Персея]], и два вторичных — [[рукав Наугольника]] и [[рукав Стрельца]]<ref>{{Статья|ссылка=https://iopscience.iop.org/article/10.3847/0004-6256/151/3/55|автор=Vallée J. P.|заглавие=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°|год=2016|месяц=2|день=9|язык=en|издание=[[The Astronomical Journal]]|том=151|выпуск=3|страницы=55|issn=1538-3881|место=Bristol|издательство=[[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>. Их форма представляет собой [[Логарифмическая спираль|логарифмические спирали]], закрученные под углом около 12°. Помимо крупных рукавов, выделяются и более мелкие подобные образования, как, например, [[рукав Ориона]], также называемый Местным рукавом. Газовые составляющие рукавов простираются гораздо дальше, чем система звёзд в Галактике. Кроме того, молекулярный газ в диске образует [[Кольцеобразная галактика|кольцо]] со внутренним и внешним радиусами 4 и 6 килопарсеков от центра{{Sfn|Сурдин|2017|страницы=172—175, 202—207}}{{Sfn|Combes, Lequeux|2016|pp=72—75}}.

==== Окрестности Солнечной системы ====
[[Файл:Nearby_Stars_(14ly_Radius)-ru.svg|мини|300x300пкс|Ближайшие звёзды к Солнцу]]
Наиболее изученная область Галактики — окрестность [[Солнечная система|Солнечной системы]]. Например, в пределах 10 [[парсек]]ов от Солнца известно 373 [[Звезда|звезды]], среди которых 20 [[Белые карлики|белых карликов]], 85 [[Коричневый карлик|коричневых карликов]], большинство — [[Красные карлики|красных карликов]]<ref>{{Статья|ссылка=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2021A&A...650A.201R|автор=Reylé C., Jardine K., Fouqué P., Caballero J. A., Smart R. L.|заглавие=The 10 parsec sample in the Gaia era|год=2021|месяц=6|день=1|язык=en|издание=[[Astronomy and Astrophysics]]|том=650|страницы=A201|issn=0004-6361|место=Les Ulis|издательство=[[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>. Расстояние от Солнца до ближайшей звезды — [[Проксима Центавра|Проксимы Центавра]] — составляет 1,3 парсека, до ближайшего [[Звёздное скопление|звёздного скопления]] — [[Гиады (звёздное скопление)|Гиад]] — 40 парсеков{{Sfn|Сурдин|2017|страницы=116, 133—135}}.

Вокруг Солнечной системы расположен [[пояс Гулда]] — кольцеобразная структура, содержащая большое количество ярких звёзд и газа. Пояс Гулда имеет эллиптическую форму, его размеры — приблизительно 500×1000 парсеков и он наклонён на 20° к плоскости диска Галактики, а Солнце удалено на 100 парсеков от его центра. Среди всех звёзд [[Спектральная классификация звёзд|спектральных классов]] [[Звезда спектрального класса O|O]] и [[Звезда спектрального класса B|B]], расположенных в пределах 1 килопарсека от Солнца, 90 % находятся в поясе Гулда<ref>{{cite web|url=http://www.daviddarling.info/encyclopedia/G/GouldBelt.html|title=Gould Belt|author=Darling D.|website=Internet Encyclopedia of Science|access-date=2022-01-24|archive-date=2022-01-24|archive-url=https://web.archive.org/web/20220124222549/https://www.daviddarling.info/encyclopedia/G/GouldBelt.html|deadlink=no}}</ref>{{Sfn|Сурдин|2017|страницы=135—141}}.

Для окрестности Солнца можно определить плотность вещества по динамическим характеристикам Галактики, а также измерить плотность различных наблюдаемых составляющих диска. Различие этих величин, по всей видимости, обусловлено наличием тёмной материи (см. ниже{{Переход|Тёмная материя}}). В таблице приведён вклад каждой составляющей в объёмную плотность в ближайшей окрестности Солнца и в поверхностную плотность диска по всей его толщине{{Sfn|Сурдин|2017|страницы=288—292}}:
{| class="wikitable" style="margin:auto; clear:both;"
|+Плотность вещества в окрестности Солнца{{Sfn|Сурдин|2017|страницы=288—292}}
!Составляющая диска
!Объёмная плотность, {{Mo}}/пк³
!Поверхностная плотность, {{Mo}}/пк²
|-
|[[Звезда|Звёзды]]
|0,033
|29
|-
|Остатки звёзд
|0,006
|5
|-
|[[Коричневые карлики]]
|0,002
|2
|-
|[[Межзвёздная среда]]
|0,050
|13
|-
|Всего наблюдаемого вещества
|0,09
|49
|-
|Динамическая оценка
|0,10
|74
|-
|[[Тёмная материя]]
|0,01
|25
|}
Оценки для объёмной и для поверхностной плотности не противоречат друг другу. Например, различие доли тёмной материи в ближайшей окрестности Солнца и по всей толщине диска отражает тот факт, что плотность тёмной материи медленнее снижается при удалении от диска, чем плотность обычного вещества, поэтому вклад тёмной материи во всей толщине диска выше, чем вблизи его плоскости. С учётом толщины диска, оценки объёмной и поверхностной плотности тёмной материи согласуются, хотя величина объёмной плотности в 0,01 {{Mo}}/пк³ не превышает погрешности измерения{{Sfn|Сурдин|2017|страницы=288—292}}.

=== Балдж ===
В центральной части Млечного Пути присутствует умеренно выраженный [[балдж]]. Он представляет собой сплюснутый [[сфероид]] размерами 2,2×2,9 килопарсека{{Sfn|van den Bergh|2000|p=50}}, а его масса вместе с [[Бар (астрономия)|баром]] (см. ниже{{Переход|Бар}}) составляет около 9{{E|9}} {{Mo}}<ref name=":5" />. Физически балдж нашей Галактики не является классическим, а относится к [[псевдобалдж]]ам ― в отличие от классических балджей, они вращаются, имеют более плоскую форму и больше похожи на диски. Балдж Млечного Пути имеет как ящикообразную, так и дискообразную составляющую<ref name=":32">{{Статья|ссылка=https://iopscience.iop.org/article/10.3847/1538-4357/aafdff|автор=Kormendy J., Bender R.|заглавие=Structural Analogs of the Milky Way Galaxy: Stellar Populations in the Boxy Bulges of NGC 4565 and NGC 5746|год=2019|месяц=2|день=14|язык=en|издание=[[The Astrophysical Journal]]|том=872|выпуск=1|страницы=106|issn=1538-4357|место=Bristol|издательство=[[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|pp=47—48}}.

В изучении балджа важную роль сыграло наличие [[Окно Бааде|окна Бааде]] — небольшой области неба вблизи центра Галактики, где [[межзвёздное поглощение]] относительно мало, что позволяет наблюдать объекты этой составляющей Галактики<ref>{{cite web|url=https://astronomy.swin.edu.au/cosmos/B/Baade%27s+Window|title=Baade's Window|website=Astronomy|location=Melbourne|publisher=[[Swinburne University of Technology]]|access-date=2022-01-25|archive-date=2022-01-25|archive-url=https://web.archive.org/web/20220125165857/https://astronomy.swin.edu.au/cosmos/B/Baade%27s+Window|deadlink=no}}</ref>.

=== Бар ===
[[Файл:Milky_Way_infrared.jpg|мини|300x300пкс|Млечный Путь в [[Инфракрасный диапазон|инфракрасном]] обзоре всего неба [[2MASS]]. Бар наблюдается как некоторая асимметрия в центральной части изображения]]
В Млечном Пути присутствует [[Бар (астрономия)|бар]] — вытянутая структура в центральной части диска. Его радиус составляет 4 килопарсека и его большая ось направлена под углом 20° к лучу зрения. Ближе к Солнцу находится та часть бара, которая видна на положительной [[Галактическая долгота|галактической долготе]], поэтому видимое распределение звёзд в центральной области Галактики оказывается асимметричным{{Sfn|Binney, Merrifield|1998|pp=616—621}}. Другой признак, указывающий на наличие бара ― аномальные скорости движения газа в центральной части Галактики, в частности, его положительные и отрицательные [[Лучевая скорость|лучевые скорости]] достигают 200 км/с. [[Гравитационный потенциал]] бара несимметричен, так что он может придавать газу дополнительный [[момент силы]]<ref name=":0" />{{Sfn|Сурдин|2017|страницы=204}}{{Sfn|Combes, Lequeux|2016|pp=85—87}}.

Кроме основного бара, в центре Галактики есть и вторичный бар небольшого размера, с радиусом около 150 парсеков, который ориентирован практически перпендикулярно основному. По всей видимости, именно с этим вторичным баром связано кольцо молекулярного газа в центре Галактики радиусом в 200 парсеков{{Sfn|Combes, Lequeux|2016|pp=85—87}}.

=== Гало ===
[[Галактическое гало|Звёздное гало]] — протяжённая подсистема Галактики практически сферической формы. Звёздное гало простирается до расстояния в 80 килопарсеков от центра Галактики, а самые далёкие звёзды были обнаружены в 320 килопарсеках<ref>{{cite web|lang=en|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|author=Waldek S.|website=Space.com|date=2023-01-11|access-date=2023-01-12|archive-date=2023-01-12|archive-url=https://web.archive.org/web/20230112044751/https://www.space.com/astronomers-spot-most-distant-milky-way-stars|deadlink=no}}</ref><ref>{{cite web|lang=en|url=https://news.ucsc.edu/2023/01/milky-way-halo.html|title=Astronomers find the most distant stars in our galaxy halfway to Andromeda|author=Stephens T.|website=UC Santa Cruz News|access-date=2023-01-12|archive-date=2023-01-11|archive-url=https://web.archive.org/web/20230111183741/https://news.ucsc.edu/2023/01/milky-way-halo.html|deadlink=no}}</ref>. Гало содержит лишь несколько процентов всех звёзд Млечного Пути — его звёздная масса составляет около {{E|9|0}} {{Mo}}, при этом в гало содержится большое количество [[Тёмная материя|тёмной материи]] (см. ниже{{Переход|Тёмная материя}})<ref name=":4" />{{Sfn|Combes, Lequeux|2016|pp=46—48}}.

Звёздное гало неоднородно: в нём наблюдаются [[Звёздный поток|звёздные потоки]], такие как [[поток Стрельца]] и [[Кольцо Единорога]]. Звёздные потоки — группы звёзд, занимающих определённую область пространства, которые особенно выделяются близкими скоростями и сходным химическим составом. Поэтому их появление объясняется разрушением [[Карликовая галактика|карликовых галактик]], которые были спутниками Млечного Пути, [[Приливные силы|приливными силами]]. В частности, [[карликовая эллиптическая галактика в Стрельце]] в настоящее время испытывает сильное приливное воздействие и создаёт поток Стрельца{{Sfn|Combes, Lequeux|2016|pp=46—48}}<ref>{{Статья|ссылка=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2007SciAm.296d..40I|автор=Ibata R., Gibson B.|заглавие=The Ghosts of Galaxies Past|год=2007|месяц=4|день=1|язык=en|издание=[[Scientific American]]|том=296|страницы=40–45|issn=0036-8733|место=N. Y.|издательство=[[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>.

=== Центр ===
{{main|Галактический центр|Стрелец A*}}
[[Файл:SgrA2021.gif|мини|334x334пкс|Движение звёзд по дням вблизи сверхмассивной чёрной дыры [[Стрелец A*]]. Внизу справа для сравнения показан размер орбиты [[Нептун]]а|слева]]
[[Файл:Sag_A%2A.jpg|thumb|300px|справа|Изображение тени сверхмассивной чёрной дыры [[Стрелец A*]] в центре Галактики, полученное в [[радиодиапазон]]е с помощью [[Телескоп горизонта событий|Телескопа горизонта событий]] (2022)]]
В [[Центр Галактики|центре Галактики]] находится [[сверхмассивная чёрная дыра]]. Её масса составляет 4,3{{E|6}} {{Mo}}, она наблюдается как компактный источник радиоизлучения [[Стрелец A*]] и входит в состав более крупного радиоисточника [[Стрелец A]]. Вблизи этой чёрной дыры известны отдельные звёзды: у одной из них период обращения вокруг центра Галактики составляет 15 лет, другая приближалась к центру на расстояние в 60 [[а.е.]] и двигалась со скоростью 9000 км/с<ref name=":0" />{{Sfn|Ефремов|2006|страницы=59—63}}{{Sfn|Combes, Lequeux|2016|pp=94—98}}.

Центральная область размером около 1 парсека содержит два звёздных скопления: относительно старое с массой {{E|6|0}} {{Mo}} и очень молодое с массой 1,5{{E|4}} {{Mo}}, оба имеют дискообразную форму. Также в области размером 2×3 парсека вокруг центра отсутствует газ: вероятно, он был унесён [[Звёздный ветер|звёздным ветром]]. На границе этой области находится газовое кольцо, которое, по-видимому, представляет собой [[аккреционный диск]] чёрной дыры. В пределах 100 парсеков от центра Галактики ― области, которую часто называют ядром ― происходит активное [[звездообразование]]: там обнаружены [[Остаток сверхновой|остатки сверхновых]], источники [[Инфракрасное излучение|инфракрасного излучения]] и [[Гигантское молекулярное облако|гигантские молекулярные облака]]<ref name=":0" />. На большем удалении от центра располагается {{Не переведено 3|центральная молекулярная зона|4=Central Molecular Zone}} — кольцеобразная область радиусом 200 парсек, содержащая большое количество молекулярного газа{{Sfn|Combes, Lequeux|2016|pp=87—94}}.

Изучение центра Галактики затруднено тем, что величина поглощения света межзвёздной пылью в направлении центра достигает 30<sup>[[Звёздная величина|m]]</sup> в [[Фотометрическая система UBV|полосе V]], так что эту область наблюдают только в инфракрасном и радиодиапазоне{{Sfn|van den Bergh|2000|pp=47—50}}.

== Состав ==
[[Файл:Gaia%E2%80%99s_Hertzsprung-Russell_diagram_ESA393151.jpg|мини|300x454пкс|[[Диаграмма Герцшпрунга — Рассела]] по данным [[Gaia]] для звёзд в пределах 5 тысяч [[Световой год|световых лет]] от Солнца|слева]]
[[Файл:Age-metallicity_relation_of_the_Galaxy-ru.svg|мини|300x300пкс|Возраст и [[металличность]] для различных подсистем Галактики]]

=== Звёздное население ===
В Млечном Пути [[темп звездообразования]] составляет, по разным оценкам, 1,6—2 {{Mo}} в год<ref name=":5" /><ref>{{Статья|ссылка=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2011AJ....142..197C|автор=Chomiuk L., Povich M. S.|заглавие=Toward a Unification of Star Formation Rate Determinations in the Milky Way and Other Galaxies|год=2011|месяц=12|день=1|издание=[[The Astronomical Journal]]|том=142|страницы=197|issn=0004-6256|язык=en|место=Bristol|издательство=[[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>. В очень упрощённом виде [[звёздное население]] Галактики можно разделить на [[население I]] и [[население II]]. Первое состоит из относительно молодых звёзд с высокой [[металличность]]ю, которые двигаются по орбитам, близким к круговым, и составляют плоский вращающийся [[галактический диск]]. Второе — это старые звёзды, бедные тяжёлыми элементами, которые движутся по вытянутым орбитам и составляют [[Галактическое гало|гало]] сфероидальной формы, которое не вращается как целое, и [[балдж]]<ref>{{cite web|url=http://www.daviddarling.info/encyclopedia/P/PopII.html|title=Population II|author=Darling D.|website=Internet Encyclopedia of Science|access-date=2022-01-29|archive-date=2022-01-23|archive-url=https://web.archive.org/web/20220123160911/https://www.daviddarling.info/encyclopedia/P/PopII.html|deadlink=no}}</ref>. К тому или иному населению могут относиться не только звёзды, но и другие объекты Галактики. Среди характерных представителей населения I — [[межзвёздный газ]], [[звёздные ассоциации]] и [[Рассеянное звёздное скопление|рассеянные скопления]], а также [[классические цефеиды]]<ref>{{cite web|lang=en|url=https://www.britannica.com/science/Cepheid-variable|title=Cepheid variable|website=[[Encyclopedia Britannica]]|access-date=2022-02-04|archive-date=2022-02-04|archive-url=https://web.archive.org/web/20220204160528/https://www.britannica.com/science/Cepheid-variable|deadlink=no}}</ref>. К населению II относятся, например, [[шаровые скопления]] и [[переменные типа RR Лиры]]<ref name=":4" />{{Sfn|Combes, Lequeux|2016|pp=44—45}}.

Однако вышеописанная система считается в целом устаревшей. [[Корреляция]] между возрастом, химическим составом и кинематикой оказалась неидеальной, а вместо чёткого разделения была обнаружена более плавная градация<ref name=":4" />. В каждой части Галактики в действительности наблюдаются звёзды разных возрастов и металличностей: разброс этих параметров оказывается довольно большим. Кроме того, по характеристикам населения диск можно разделить на [[Тонкий диск|тонкий]] и [[толстый диск]] (см. выше{{Переход|Диск}}), а население балджа отличается от населения гало, поэтому целесообразнее говорить о населениях этих четырёх подсистем по отдельности{{Sfn|Combes, Lequeux|2016|pp=44—45}}<ref name=":6">{{cite web|url=http://www.daviddarling.info/encyclopedia/P/population.html|title=Population|author=Darling D.|website=Internet Encyclopedia of Science|access-date=2022-01-29|archive-date=2022-01-29|archive-url=https://web.archive.org/web/20220129214858/https://www.daviddarling.info/encyclopedia/P/population.html|deadlink=no}}</ref>.

К населению тонкого диска принадлежит [[Солнце]] и 96 % звёзд в его окрестности. Тонкий диск содержит звёзды различных возрастов: от возникающих прямо сейчас до звёзд возрастом 10 миллиардов лет, а их средний возраст составляет 6 миллиардов лет. Таким образом, тонкий диск — относительно молодая подсистема, где до сих пор идёт [[звездообразование]], наиболее активное в [[Спиральные рукава|спиральных рукавах]]. Звёзды тонкого диска имеют высокую [[металличность]]: в среднем доля тяжёлых элементов в них сравнима с солнечной и у большинства звёзд составляет от 1/3 до 3 солнечных<ref name=":7">{{cite web|url=https://astronomy.swin.edu.au/cosmos/T/Thick+Disk|title=Thick Disk|website=Asronomy|location=Melbourne|publisher=[[Swinburne University of Technology]]|access-date=2022-01-30|archive-date=2022-03-14|archive-url=https://web.archive.org/web/20220314091839/https://astronomy.swin.edu.au/cosmos/T/Thick+Disk|deadlink=no}}</ref>. В тонком диске наблюдается [[градиент]] металличности: во внутренних частях диска она выше, чем во внешних. Тонкий диск быстро вращается вокруг центра Галактики, а звёзды движутся по орбитам, близким к круговым. В окрестности Солнца скорость движения звёзд тонкого диска составляет около 220 км/с<ref name=":3" />{{Sfn|Combes, Lequeux|2016|p=50}}<ref name=":6" />.

Население толстого диска по различным параметрам отличается от населения тонкого. К толстому диску относится около 4 % звёзд вблизи Солнца, вероятно, одной из них является [[Арктур]]. Эти звёзды довольно старые, их возраст составляет около 10—12 миллиардов лет<ref>{{Статья|ссылка=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2019MNRAS.490.5335S|автор=Sharma S., Stello D., Bland-Hawthorn J., Hayden M. R., Zinn J. C.|заглавие=The K2-HERMES Survey: age and metallicity of the thick disc|год=2019|месяц=12|день=1|язык=en|издание=[[Monthly Notices of the Royal Astronomical Society]]|том=490|страницы=5335–5352|issn=0035-8711|место=Oxf.|издательство=[[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|pp=59—60}}. Они имеют более низкую металличность, чем звёзды тонкого диска: у большинства из них содержание металлов{{Ref+|В астрономии металлами называют все элементы тяжелее гелия<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>.|комм.}} — от 1/10 до 1/2 солнечного, в среднем — 1/4. При этом в звёздах толстого диска содержание [[Альфа-процесс|альфа-элементов]], таких, как [[кислород]] и [[магний]], по отношению ко всем металлам выше, чем в тонком диске. Толстый диск, как и тонкий, вращается, но с меньшей на 40 км/с скоростью, так что звёзды двигаются по эллиптическим орбитам и обладают более высокой дисперсией скоростей<ref name=":6" /><ref name=":7" />{{Sfn|Combes, Lequeux|2016|pp=48—49}}.

Звёздное гало состоит из старых звёзд с очень низкой металличностью, в основном [[субкарлик]]ов, — ближайшей к Солнцу звездой гало является [[звезда Каптейна]]. Возрасты звёзд гало превышают 12 миллиардов лет, а доля металлов обычно составляет от 1/100 до 1/10 солнечной, чаще всего — около 1/30. Звёзды этой подсистемы практически не имеют суммарного [[Момент импульса|момента импульса]], обладают большой дисперсией скоростей и движутся по очень вытянутым орбитам, поэтому звёздное гало в целом имеет близкую к сферической форму и не вращается<ref name=":6" /><ref>{{cite web|url=https://astronomy.swin.edu.au/cosmos/S/Stellar+Halo|title=Stellar Halo|website=Astronomy|location=Melbourne|publisher=[[Swinburne University of Technology]]|access-date=2022-02-01|archive-date=2022-02-01|archive-url=https://web.archive.org/web/20220201201552/https://astronomy.swin.edu.au/cosmos/S/Stellar+Halo|deadlink=no}}</ref>{{Sfn|Combes, Lequeux|2016|pp=46—47}}.

Балдж Галактики состоит в основном из звёзд старше 7 миллиардов лет, но в нём встречаются и более молодые звёзды, некоторые из которых моложе 500 миллионов лет<ref name=":62">{{cite web|url=https://astronomy.swin.edu.au/cosmos/b/Bulges|title=Bulges|website=Swinburne University of Technology|access-date=2021-10-30|archive-date=2022-03-07|archive-url=https://web.archive.org/web/20220307155225/https://astronomy.swin.edu.au/cosmos/B/Bulges|deadlink=no}}</ref>. Металличность звёзд балджа сильно варьируется — для большинства звёзд эта величина лежит в диапазоне от 2 % до 1,6 солнечной, но в среднем она относительно высока и составляет 0,6 солнечной, кроме того, звёзды балджа обогащены [[Альфа-процесс|альфа-элементами]]{{ref+|Металличность <chem>[Fe/H]</chem> соответствует доле элементов тяжелее [[Гелий|гелия]], равной <chem>Z = 10^{[Fe/H]}</chem> солнечной<ref name="metallicity"/>.|комм.}}{{Sfn|Bland-Hawthorn et al.|2014|pp=55—59}}<ref name=":42">{{Статья|ссылка=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2008IAUS..245....3F|автор=Freeman K. C.|заглавие=Galactic bulges: overview|год=2008|месяц=7|день=1|язык=en|издание=Formation and Evolution of Galaxy Bulges, Proceedings of the International Astronomical Union, IAU Symposium|том=245|страницы=3–10|место=N. Y.|издательство=[[Cambridge University Press]]|doi=10.1017/S1743921308017146 | issn = 1743-9213 }}</ref>. По-видимому, население балджа сформировалось под воздействием различных механизмов{{Sfn|Combes, Lequeux|2016|pp=46—47}}. Вблизи Солнца нет представителей населения балджа<ref name=":6" />.

=== Звёздные скопления и ассоциации ===
В Млечном Пути присутствуют различные группы звёзд: [[Шаровое звёздное скопление|шаровые]] и [[рассеянные звёздные скопления]], а также [[звёздные ассоциации]]. В этих системах звёзды имеют общее происхождение<ref>{{cite web|lang=en|url=https://www.britannica.com/science/star-cluster|title=Star cluster|website=[[Encyclopedia Britannica]]|access-date=2022-02-04|archive-date=2022-04-17|archive-url=https://web.archive.org/web/20220417172603/https://www.britannica.com/science/star-cluster|deadlink=no}}</ref>. Кроме того, в Галактике встречаются [[Движущаяся группа звёзд|движущиеся группы звёзд]], где звёзды не обязательно сгруппированы в пространстве, но обладают близкими скоростями движения<ref name=":4" />.

==== Шаровые скопления ====
[[Файл:Messier_13_Hubble_WikiSky.jpg|мини|300x300пкс|Шаровое звёздное скопление [[M 13 (звёздное скопление)|M 13]]]]{{Основная статья|Шаровое звёздное скопление}}
Шаровые скопления имеют близкую к сферической форму и содержат большое количество звёзд: от тысяч до миллионов, а их размеры составляют от 3 до 100 парсек<ref name=":4" />. Самое яркое шаровое скопление Млечного Пути, [[Омега Центавра]], имеет [[Абсолютная звёздная величина|абсолютную звёздную величину]] −10,4<sup>m</sup>, а у самых тусклых она составляет около −3<sup>m</sup>, среднее и наиболее часто встречающееся значение — −7<sup>m</sup>. Шаровые скопления населяют [[балдж]] и [[Галактическое гало|гало]]: они встречаются на расстояниях до 100 килопарсеков от центра, а в центре они сосредоточены в наибольшей степени<ref>{{cite web|url=http://www.daviddarling.info/encyclopedia/G/globclust.html|title=Globular cluster|author=Darling D.|website=Internet Encycloedia of Science|access-date=2022-02-02|archive-date=2020-10-30|archive-url=https://web.archive.org/web/20201030181419/https://www.daviddarling.info/encyclopedia/G/globclust.html|deadlink=no}}</ref>{{Sfn|Combes, Lequeux|2016|p=47}}{{Sfn|Binney, Merrifield|1998|pp=327—331}}.

Шаровые скопления в Млечном Пути ― старые объекты, возрасты которых составляют 11―13 миллиардов лет, хотя не во всех галактиках это так — во многих встречаются молодые шаровые скопления{{Sfn|Combes, Lequeux|2016|p=47}}<ref>{{cite web|lang=en|url=https://www.britannica.com/science/globular-cluster|title=Globular cluster|website=[[Encyclopedia Britannica]]|access-date=2022-02-02|archive-date=2018-01-02|archive-url=https://web.archive.org/web/20180102131221/https://www.britannica.com/topic/globular-cluster|deadlink=no}}</ref>. Эти объекты в основном имеют низкие [[Металличность|металличности]], вплоть до −2,5, но у некоторых скоплений металличность превышает солнечную{{Sfn|Binney, Merrifield|1998|pp=327—331}}.

Известно около 150 таких объектов в Галактике, а общее их количество должно составлять приблизительно 200: некоторые из них скрыты межзвёздной пылью и потому не наблюдаются<ref name=":4" /><ref name=":8" />.

В Млечном Пути выделяется две подсистемы шаровых скоплений: F-скопления, или скопления гало, которые имеют [[металличность]] ниже −0,8, и G-скопления, или скопления диска, металличность которых выше этого значения. Скопления гало распределены практически сферически симметрично, простираются до бо́льших расстояний от центра и более многочисленны, чем скопления диска, которые образуют более плоскую подсистему. Вероятно, скопления диска относятся к населению [[Толстый диск|толстого диска]]{{Sfn|Binney, Merrifield|1998|pp=666—670}}.

==== Рассеянные скопления ====
[[Файл:M44_Heggie.jpg|мини|Рассеянное звёздное скопление [[M 44]]|300x300пкс]]
{{Основная статья|Рассеянное звёздное скопление}}
В отличие от шаровых скоплений, рассеянные имеют менее упорядоченную форму и более разрежены, имеют меньшие размеры ― порядка 10 парсеков и ниже, и меньшее количество звёзд ― от десятков до нескольких тысяч. Самые тусклые рассеянные скопления имеют абсолютные звёздные величины слабее −3<sup>m</sup>, а у самых ярких этот параметр достигает −9<sup>m</sup>. Рассеянные скопления распределены в плоскости Галактики, а самые молодые из них сконцентрированы в [[Спиральный рукав|спиральных рукавах]]<ref name=":4" /><ref name=":9">{{cite web|url=http://www.daviddarling.info/encyclopedia/O/opencluster.html|title=Open cluster|author=Darling D.|website=Internet Encyclopedia of Science|access-date=2022-02-03|archive-date=2020-10-30|archive-url=https://web.archive.org/web/20201030234615/https://www.daviddarling.info/encyclopedia/O/opencluster.html|deadlink=no}}</ref>{{Sfn|Binney, Merrifield|1998|pp=377—381}}.

Рассеянные скопления ― в основном молодые объекты, а большинство из них распадается за несколько сотен миллионов лет после возникновения, хотя среди них встречаются и гораздо более старые объекты<ref name=":9" />. Соответственно, в рассеянных скоплениях встречаются яркие голубые звёзды, которые отсутствуют в шаровых. Рассеянные скопления имеют высокие металличности, в среднем сравнимые с солнечной{{Sfn|Binney, Merrifield|1998|pp=377—381}}.

В Галактике известно более 1200 рассеянных скоплений<ref>{{Статья|ссылка=https://www.aanda.org/articles/aa/abs/2018/10/aa33476-18/aa33476-18.html|автор=Cantat-Gaudin T., Jordi C., Vallenari A., Bragaglia A., Balaguer-Núñez L.|заглавие=A Gaia DR2 view of the open cluster population in the Milky Way|год=2018|месяц=10|день=1|язык=en|издание=[[Astronomy & Astrophysics]]|том=618|страницы=A93|место=Les Ulis|издательство=[[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>. Однако из-за того, что такие скопления не всегда выделяются на фоне других звёзд и находятся в диске Галактики, где их мешает наблюдать межзвёздное поглощение, известна лишь малая часть всех рассеянных скоплений Галактики{{Sfn|Binney, Merrifield|1998|pp=377—381}}.

==== Звёздные ассоциации ====
{{Основная статья|Звёздные ассоциации}}Звёздные ассоциации — очень молодые группы звёзд, которые вместе сформировались в одной области. Ассоциации имеют крупные размеры — до 80 парсеков, поэтому звёзды в ассоциациях слишком слабо связаны гравитацией и за несколько миллионов лет такие структуры распадаются. Хотя в ассоциациях обычно не более тысяч звёзд, самые яркие из них могут быть даже ярче шаровых скоплений, поскольку в них содержатся массивные яркие звёзды с небольшими сроками жизни<ref name=":4" /><ref>{{cite web|url=http://www.daviddarling.info/encyclopedia/A/association_stellar.html|title=Stellar association|author=Darling D.|website=Internet Encyclopedia of Science|access-date=2022-02-04|archive-date=2020-10-29|archive-url=https://web.archive.org/web/20201029101448/https://www.daviddarling.info/encyclopedia/A/association_stellar.html|deadlink=no}}</ref>.

=== Межзвёздная среда ===
[[Файл:Gaia-_Exploring_the_multi-dimensional_Milky_Way_ESA24305488.jpeg|мини|300x300пкс|Четыре карты Млечного Пути по данным каталога {{нп5|Gaia DR3||de|Gaia DR3}}: [[Радиальная скорость|лучевая скорость]] (сверху слева), [[собственное движение]] (внизу слева), [[Космическая пыль|межзвёздная пыль]] (сверху справа) и [[металличность]] (внизу справа)]]
{{Основная статья|Межзвёздная среда}}Пространство между звёздами нашей Галактики заполнено разреженной [[Межзвёздная среда|межзвёздной средой]], которая сосредоточена в диске и состоит на 99 % из газа — преимущественно [[водород]]а и [[Гелий|гелия]]. Ещё 1 % составляет пыль, которая проявляет себя [[Межзвёздное поглощение|межзвёздным поглощением]] и [[Поляризация волн|поляризацией]] света<ref name=":10">{{cite web|url=http://www.daviddarling.info/encyclopedia/I/ISM.html|title=Interstellar medium|author=Darling D.|website=Internet Encyclopedia of Science|access-date=2022-02-05|archive-date=2022-01-20|archive-url=https://web.archive.org/web/20220120133857/https://www.daviddarling.info/encyclopedia/I/ISM.html|deadlink=no}}</ref>. К межзвёздной среде также относят [[магнитное поле]], сила которого составляет 3 [[Гаусс (единица измерения)|микрогаусса]] — эта величина слишком мала, чтобы влиять на движение газа в Галактике, но достаточна, чтобы частицы пыли поворачивались определённым образом и создавали поляризацию света<ref name=":4" />. В межзвёздной среде присутствуют [[космические лучи]] — заряженные частицы, такие как [[электрон]]ы и [[протон]]ы, движущиеся с [[Релятивистские эффекты|релятивистскими скоростями]]<ref>{{cite web|lang=en|url=https://www.britannica.com/science/interstellar-medium|title=Interstellar medium|website=[[Encyclopedia Britannica]]|access-date=2022-02-05|archive-date=2022-02-04|archive-url=https://web.archive.org/web/20220204182815/https://www.britannica.com/science/interstellar-medium|deadlink=no}}</ref>{{Sfn|Binney, Merrifield|1998|p=451}}{{Sfn|Combes, Lequeux|2016|pp=64—71}}.

Межзвёздная среда Млечного Пути очень неоднородна и по температуре, и по плотности. Горячий газ может иметь температуру до миллиона [[кельвин]]ов, а холодный — ниже 100 K. Концентрация может быть как сильно ниже средней в 1 частицу на см³, так и доходить до {{E|10|0}} частиц на см³ в [[Молекулярное облако|молекулярных облаках]]. Эта неоднородность поддерживается постоянным взаимодействием межзвёздной среды, например, со [[Звёздный ветер|звёздным ветром]] и из-за вспышек [[Сверхновая звезда|сверхновых]]<ref name=":10" />.
{| class="wikitable" style="margin:auto; clear:both;"
|+Межзвёздная среда в Галактике в различных фазах и её приблизительные параметры{{Sfn|Combes, Lequeux|2016|p=32}}
! colspan="2" |Фаза
![[Концентрация частиц|Концентрация]] (см<sup>−3</sup>)
!Температура ([[Кельвин|K]])
!Общая масса ({{Mo}})
|-
| rowspan="2" |Атомарный газ
|Холодный
|25
|100
|4{{E|9}}
|-
|Тёплый
|0,25
|8000
|4{{E|9}}
|-
| colspan="2" |Молекулярный газ
|1000
|≤100
|≥3{{E|9}}
|-
| rowspan="3" |Ионизованная среда
|[[Область H II|Области H II]]
|1―{{E|4|0}}
|10 000
|5{{E|7}}
|-
|Диффузная
|0,03
|8000
|{{E|9|0}}
|-
|Горячая
|6{{E|−3}}
|5{{E|5}}
|{{E|8|0}}
|}

==== Эмиссионные туманности и остатки сверхновых ====
{{Основная статья|Эмиссионная туманность}}
Одна из заметных составляющих Галактики — [[Область H II|области H II]]. В них присутствует множество молодых ярких звёзд, которые формируются в таких областях и [[Ионизация|ионизуют]] окружающий их газ, из-за чего области H II и светятся. Характерный размер этих областей составляет 50 [[Световой год|световых лет]], но самые крупные могут иметь диаметры около 1000 световых лет, массы газа в таких объектах варьируются от 1—2 {{Mo}} до нескольких тысяч. Области H II концентрируются в спиральных рукавах, хотя встречаются и в пространстве между рукавами<ref name=":4" />{{Sfn|Combes, Lequeux|2016|pp=60—63}}.

[[Планетарные туманности]] имеют внешнее сходство с туманностями других видов и светятся за счёт ионизации их газа. Они представляют собой остатки звёзд, которые завершили свою [[Эволюция звёзд|эволюцию]] и сбросили внешние оболочки, так что их характерные размеры близки к 1 световому году, а масса газа — около 0,3 {{Mo}}. Они наблюдаются в разных частях диска и во внутренних областях гало. По оценкам, в Галактике должно быть около 20 000 планетарных туманностей, но известно лишь 1800<ref name=":4" /><ref>{{cite web|lang=en|url=https://www.britannica.com/science/planetary-nebula|title=Planetary nebula|website=[[Encyclopedia Britannica]]|access-date=2022-02-05|archive-date=2022-02-05|archive-url=https://web.archive.org/web/20220205204146/https://www.britannica.com/science/planetary-nebula|deadlink=no}}</ref>.

[[Остаток сверхновой|Остатки сверхновых]] возникают после вспышек [[Сверхновая звезда|сверхновых]]. По сравнению с планетарными туманностями, масса газа в них больше, они быстрее расширяются и меньше времени видны. Также они создают [[синхротронное излучение]] в [[радиодиапазон]]е. Во всей Галактике сверхновые вспыхивают приблизительно раз в 50 лет<ref name=":4" />{{Sfn|Combes, Lequeux|2016|pp=63—64}}.

=== Тёмная материя ===
{{Основная статья|Тёмная материя}}
Полная масса Млечного Пути, которую можно оценить по динамическим характеристикам (см. ниже{{Переход|Динамика}}), значительно больше, чем масса наблюдаемого в нём вещества, аналогичная картина наблюдается и для большинства других галактик. Это приводит к выводу о наличии в нашей и в других галактиках [[Тёмная материя|тёмной материи]], природа которой неизвестна и которая не наблюдается, но участвует в [[Гравитация|гравитационном взаимодействии]]<ref name=":0" /><ref name=":4" />{{Sfn|Combes, Lequeux|2016|pp=75—83}}.

Тёмная материя распределена в [[Гало галактики|гало Галактики]] (см. выше{{Переход|Гало}}) и образует [[тёмное гало]], которое простирается вплоть до расстояния в 100—200 килопарсеков от центра. Во внутренних частях Галактики тёмная материя не вносит значительного вклада в общую массу, но, поскольку её плотность падает с расстоянием от центра <math>R</math> медленно — пропорционально <math>R^{-2}</math> — тёмная материя доминирует на окраине Галактики и суммарно составляет наибольшую долю полной массы Млечного Пути<ref name=":4" />{{Sfn|Сурдин|2017|страницы=292—297}}.

== Динамика ==
[[Файл:The_rotation_curve_of_the_Milky_Way-ru.svg|мини|300x300пкс|[[Кривая вращения галактики|Кривая вращения]] Млечного Пути с указанным вкладом [[балдж]]а, [[Галактический диск|диска]] и [[гало тёмной материи]]]]
Наша Галактика вращается, причём вращение разных подсистем происходит с разной скоростью — более плоские подсистемы вращаются быстрее всего. Солнце вместе со звёздами диска вращается вокруг центра Галактики со скоростью 220 км/с{{Sfn|Сурдин|2017|страницы=47—50, 130—133}}.

Точный вид [[Кривая вращения галактики|кривой вращения]] Галактики получается различным в разных исследованиях, но её форма в целом известна. Кривая вращения пологая и не падает до расстояний в десятки [[килопарсек]] от центра, что связано с наличием большого количества [[Тёмная материя|тёмной материи]]{{Sfn|Сурдин|2017|страницы=187—193}}. Кроме того, из [[Постоянные Оорта|постоянных Оорта]] можно определить наклон кривой вращения в окрестности Солнца. Он составляет около −2 км/с на килопарсек, то есть, в этой части Галактики кривая вращения практически постоянна{{Sfn|Combes, Lequeux|2016|p=38}}.

Скорости отдельных звёзд отличаются от скорости вращения диска, их разность называется остаточной скоростью. Полная [[Дисперсия скоростей|дисперсия остаточных скоростей]] звёзд для более плоских систем является наименьшей, вплоть до 15 км/с, в то время как в сферической подсистеме эта величина может достигать 100—150 км/с. Для более старых звёзд в среднем скорость вращения вокруг центра Галактики ниже, чем для более молодых, а их дисперсия скоростей больше. Так, например, в окрестности Солнца дисперсия скоростей в направлении перпендикулярно плоскости диска для звёзд классов [[Звезда спектрального класса O|O]] и [[Звезда спектрального класса B|B]], которые живут небольшой срок, составляет 6 км/с, а для карликов классов от [[Звезда спектрального класса G|G]] до [[Звезда спектрального класса M|M]], которые в среднем очень старые — 21 км/с. Это объясняется тем, что со временем дисперсия скоростей звёздных систем увеличивается из-за взаимодействия звёзд с [[Молекулярное облако|молекулярными облаками]] и [[Спиральные рукава|спиральными рукавами]]{{Sfn|Сурдин|2017|страницы=47—55}}{{Sfn|Combes, Lequeux|2016|p=25}}.

Остаточные скорости звёзд распределены [[Анизотропия|анизотропно]]: для всех подсистем дисперсия в направлении на центр Галактики оказывается больше, чем дисперсия в направлении вращения диска и в направлении перпендикулярно плоскости диска. Кроме того, это распределение [[Асимметрия|асимметрично]] относительно направления на центр Галактики. Это явление называется [[Отклонение вертекса|отклонением вертекса]], а его причиной считается асимметрия гравитационного потенциала Галактики из-за наличия в диске спиральных рукавов{{Sfn|Сурдин|2017|страницы=47—55}}{{Sfn|Combes, Lequeux|2016|p=27}}.

== В Местной группе ==
[[Файл:Universe_Reference_Map_Part_3-4_ru.jpg|мини|300x300пкс|[[Подгруппа Млечного Пути]] и [[Местная группа]]]]
Млечный Путь находится в [[Группа галактик|группе]] из нескольких десятков [[Галактика|галактик]], называемой [[Местная группа|Местной группой]] и имеющей размер около 2 [[мегапарсек]]ов{{Sfn|Сурдин|2017|страницы=126—130}}. Млечный Путь и [[галактика Андромеды]] — две доминирующих галактики в Местной группе по многим параметрам. Галактика Андромеды крупнее нашей Галактики и содержит больше звёзд, но Млечный Путь имеет сравнимую или даже бо́льшую массу, чем у галактики Андромеды, благодаря массивному [[гало тёмной материи]]<ref name=":1">{{cite web|lang=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?|author=Siegel E.|website=[[Forbes]]|date=2019-03-14|access-date=2022-01-19|archive-date=2020-12-02|archive-url=https://web.archive.org/web/20201202102831/https://www.forbes.com/sites/startswithabang/2019/03/14/could-the-milky-way-be-more-massive-than-andromeda/|deadlink=no}}</ref>. Ещё один объект — [[галактика Треугольника]] — является третьей крупной галактикой группы<ref>{{cite web|lang=en|url=https://earthsky.org/clusters-nebulae-galaxies/what-is-the-local-group/|title=The Local Group is our galactic neighborhood|website=EarthSky|date=2021-12-08|access-date=2022-02-10|archive-date=2022-02-10|archive-url=https://web.archive.org/web/20220210210053/https://earthsky.org/clusters-nebulae-galaxies/what-is-the-local-group/|deadlink=no}}</ref>.

=== Спутники ===
{{Основная статья|Список галактик-спутников Млечного Пути}}
Наша Галактика с её более чем двумя десятками [[Галактика-спутник|галактик-спутников]] образует в Местной группе [[Подгруппа Млечного Пути|подгруппу Млечного Пути]]<ref>{{cite web|url=http://www.astronet.ru/db/msg/1169715|title=Местная Группа Галактик|author=Дроздовский И. О.|website=[[Астронет]]|access-date=2022-02-11|archive-date=2012-03-14|archive-url=https://web.archive.org/web/20120314054853/http://www.astronet.ru/db/msg/1169715|deadlink=no}}</ref>, размер которой составляет 300 килопарсеков. Самые крупные и наиболее известные спутники — [[Большое Магелланово Облако|Большое]] и [[Малое Магелланово Облако|Малое Магеллановы Облака]], в них идёт [[звездообразование]] и присутствуют яркие молодые звёзды. Остальные спутники — [[Карликовая сфероидальная галактика|карликовые сфероидальные галактики]], где звездообразование не идёт. Они получают названия по созвездию, в котором наблюдаются, например, [[Карликовая галактика в созвездии Печь|галактика Печь]], [[Карликовая галактика в созвездии Скульптор|галактика Скульптор]] и [[Карликовая галактика в Насосе|галактика Насос]]{{Sfn|Сурдин|2017|страницы=126—130}}.

== Формирование и эволюция ==
{{См. также|Эволюция галактик}}
[[Большой взрыв]] произошёл 13,7 млрд л. н. Считается, что в ранней Вселенной из первичных флуктуаций плотности образовались небольшие [[гало тёмной материи]] массами порядка {{E|7|0}} {{Mo}}. Эти объекты собрали в себя газ, заполнявший Вселенную, и, сталкиваясь друг с другом, образовали [[Протогалактика|протогалактики]]. 13 млрд л. н. в нашей Галактике начали формироваться звёзды — до этого момента она состояла целиком из газа и тёмной материи. Различные составляющие Галактики — [[балдж]], [[Гало галактики|гало]], [[Тонкий диск|тонкий]] и [[толстый диск]] (см. выше{{Переход|Структура}}) — сформировались в разное время разным образом{{Sfn|Bland-Hawthorn et al.|2014|pp=54, 164—165}}. При формировании нашей Галактики Вселенная состояла из элементов, [[Первичный нуклеосинтез|возникших при Большом взрыве]] — [[водород]]а, [[Гелий|гелия]], их изотопов — [[Дейтерий|дейтерия]] и [[Гелий-3|гелия-3]], и [[Литий-7|лития-7]], а более тяжёлые элементы в основном [[Звёздный нуклеосинтез|сформировалось впоследствии]] в звёздах{{Sfn|Combes, Lequeux|2016|pp=121—137}}.

Менее чем за 4 млрд лет после Большого взрыва сформировался балдж — звездообразование в нём шло очень быстро и завершилось менее чем за 0,5 млрд лет, из-за чего в звёздах балджа наблюдается избыток альфа-элементов по сравнению с железом (см. выше{{Переход|Звёздное население}}). В то же время, но за более длительный срок порядка 1—2 млрд лет, небольшое количество звёзд сформировалось в гало. Диск сформировался позже, к 4—5 млрд лет после Большого взрыва, после чего звёзды образовывались в основном только в диске, и меньшинство — в балдже{{Sfn|Combes, Lequeux|2016|pp=121—127}}{{Sfn|Bland-Hawthorn et al.|2014|pp=164—167, 194}}.

Считается, что диск формировался от внутренних частей ко внешним: во внутренних частях характерная продолжительность звездообразования составляла 2 млрд лет, а во внешних — 10 млрд лет и более, что объясняет градиент металличности звёзд в диске (см. выше{{Переход|Звёздное население}}). Толстый диск сформировался раньше тонкого диска, причём после формирования первого, 8 млрд л. н., звездообразование практически прекратилось на миллиард лет. 7 млрд л. н. звездообразование возобновилось и продолжается с практически неизменным темпом, а звёзды формируются только в тонком диске{{Sfn|Bland-Hawthorn et al.|2014|pp=164—167, 194}}{{Sfn|Combes, Lequeux|2016|p=139}}<ref>{{Статья|ссылка=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2015A&A...578A..87S|автор=Snaith O., Haywood M., Di Matteo P., Lehnert M. D., Combes F.|заглавие=Reconstructing the star formation history of the Milky Way disc(s) from chemical abundances|год=2015|месяц=6|день=1|издание=[[Astronomy and Astrophysics]]|том=578|страницы=A87|issn=0004-6361|место=Les Ulis|издательство=[[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 эволюцию нашей Галактики влияет [[аккреция]] газа извне, около 3 {{Mo}} в год, которая компенсирует затраты на звездообразование{{Sfn|Combes, Lequeux|2016|p=134}}.

За последние 12 млрд лет наша Галактика не испытывала [[Слияние галактик|слияний]] с другими крупными галактиками — такая история столкновений нетипична и выделяет Млечный Путь среди других галактик<ref>{{cite web|lang=en|url=https://www.mpa-garching.mpg.de/794407/hl202001|title=Our Milky Way – not a typical spiral galaxy|publisher=[[Общество Макса Планка|Max Planck Institute]]|access-date=2022-02-16|archive-date=2022-02-16|archive-url=https://web.archive.org/web/20220216232413/https://www.mpa-garching.mpg.de/794407/hl202001|deadlink=no}}</ref><ref>{{Статья|ссылка=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2015MNRAS.450.2874R|автор=Ruchti G. R., Read J. I., Feltzing S., Serenelli A. M., McMillan P.|заглавие=The Gaia-ESO Survey: a quiescent Milky Way with no significant dark/stellar accreted disc|год=2015|месяц=7|день=1|издание=[[Monthly Notices of the Royal Astronomical Society]]|том=450|страницы=2874–2887|issn=0035-8711|место=Oxf.|издательство=[[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>. Так, 11 млрд л. н. произошло слияние Млечного Пути с [[Кракен (галактика)|галактикой Кракен]], масса которой составила около 3 % массы Млечного Пути; по различным оценкам, это могло быть наиболее крупным слиянием помимо тех, которые могли иметь место в ранней Вселенной. Также существует оценка, что слияние с [[Гайя-Энцелад]] было более крупным и масса последней составляла 6 % массы Млечного Пути. Считается, что в Млечном Пути насчитывается, соответственно, не менее 13 и 20 шаровых звёздных скоплений, изначально сформированных в этих галактиках<ref>{{Статья|ссылка=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2020MNRAS.498.2472K|автор=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.|заглавие=Kraken reveals itself - the merger history of the Milky Way reconstructed with the E-MOSAICS simulations|год=2020-10-01|издание=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|том=498|страницы=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>.

=== Будущее ===
[[Файл:Andromeda_and_Milky_Way_collision.ogv|мини|300x300пкс|Модель слияния Млечного Пути и галактики Андромеды]] Столкновение и слияние нашей Галактики с её спутником — [[Большое Магелланово Облако|Большим Магеллановым Облаком]] — по расчётам, произойдёт в будущем, через 2,4 млрд лет. Это приведёт к тому, что некоторые параметры Млечного Пути станут более типичными для галактик со сравнимой массой — например, средняя [[металличность]] [[Галактическое гало|гало]] возрастёт, как и масса [[Сверхмассивная чёрная дыра|сверхмассивной чёрной дыры]] в центре Галактики<ref>{{Статья|ссылка=https://academic.oup.com/mnras/article/483/2/2185/5181341|автор=Cautun M., Deason A. J., Frenk C. S., McAlpine S.|заглавие=The aftermath of the Great Collision between our Galaxy and the Large Magellanic Cloud|год=2019|язык=en|место=Oxf.|издание=[[Monthly Notices of the Royal Astronomical Society]]|издательство=[[Wiley-Blackwell]]|месяц=2|день=21|том=483|выпуск=2|страницы=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>.

Кроме того, в будущем, по всей видимости, произойдёт [[столкновение Млечного Пути и галактики Андромеды]]. Поскольку [[галактика Андромеды]] и Млечный Путь сближаются со скоростью около 120 км/с, а [[тангенциальная скорость]] галактики Андромеды при этом достаточно мала, это произойдёт через 4 млрд лет, после чего на процесс слияния уйдёт ещё 2 млрд лет, а в результате слияния образуется [[эллиптическая галактика]]. При слиянии галактик столкновения отдельных звёзд будут маловероятны из-за низкой концентрации звёзд, но, возможно, [[Солнечная система]] будет выброшена на далёкое расстояние от центра получившейся галактики. В этом столкновении будет участвовать [[галактика Треугольника]], и возможно, Млечный Путь столкнётся с ней раньше, чем с галактикой Андромеды<ref name=":43">{{cite web|lang=en|url=http://www.daviddarling.info/encyclopedia/A/Andromeda.html|title=Andromeda Galaxy (M31, NGC 224)|author=Darling D.|website=Internet Encyclopedia of Science|access-date=2022-02-12|archive-date=2010-11-15|archive-url=https://web.archive.org/web/20101115160115/http://daviddarling.info/encyclopedia/A/Andromeda.html|deadlink=no}}</ref><ref name=":12">{{cite web|lang=en|url=https://astronomy.swin.edu.au/cosmos/A/Andromeda+galaxy|title=Andromeda galaxy|website=Astronomy|location=Melbourne|publisher=[[Swinburne University of Technology]]|access-date=2022-02-12|archive-date=2020-06-17|archive-url=https://web.archive.org/web/20200617052146/https://astronomy.swin.edu.au/cosmos/A/Andromeda+galaxy|deadlink=no}}</ref><ref>{{Статья|ссылка=http://www.nature.com/news/andromeda-on-collision-course-with-the-milky-way-1.10765|автор=Cowen R.|заглавие=Andromeda on collision course with the Milky Way|год=2012|язык=en|место=N. Y.|издание=[[Nature]]|издательство=[[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>.

== История изучения ==

=== До XX века ===
[[Файл:Herschel-Galaxy.png|мини|300x300пкс|Строение Галактики по результатам [[Уильям Гершель|Уильяма Гершеля]]. Точка в центре обозначает положение Солнца]]
Млечный Путь известен с древности. [[Клавдий Птолемей]], живший в I—II веках, составил его подробное описание, однако только в 1610 году [[Галилео Галилей]] впервые сделал правильный вывод, что Галактика состоит из звёзд. Наблюдая в свой телескоп, он обнаружил, что диффузный свет полосы Млечного Пути создаётся большим количеством тусклых звёзд{{Sfn|Combes, Lequeux|2016|p=1}}.

Первые предположения о распределении звёзд в Млечном Пути принадлежат [[Райт, Томас (астроном)|Томасу Райту]], который представил две модели: диска, состоящего из звёзд, обращающихся вокруг «божественного центра», и сферической оболочки из звёзд. Солнечная система находилась внутри этого диска или оболочки, что объясняло наблюдаемую форму Млечного Пути. Основываясь на работах Райта, [[Кант, Иммануил|Иммануил Кант]] в 1755 году опубликовал трактат, в котором обосновывал, что Млечный Путь имеет форму диска из звёзд, обращающихся вокруг тела «с громадной силой притяжения». Райт и Кант также предположили, что некоторые из наблюдаемых [[Туманность|туманностей]] — это другие «млечные пути», состоящие из бесчисленных звёзд<ref name=":02">{{Книга|ссылка=http://link.springer.com/10.1007/978-3-319-48775-5|автор=Martin Beech|заглавие=The Pillars of Creation|год=2017|место=Cham|издательство=Springer International Publishing|страницы=7—9|страниц=269|isbn=978-3-319-48774-8, 978-3-319-48775-5}}</ref><ref>{{Cite web|url=http://www.philosophy.ru/library/kant/nebo.html|title=Всеобщая естественная история и теория неба|lang=ru|author=Иммануил Кант|website=|date=|access-date=2024-04-27|archive-date=2006-12-31|archive-url=https://web.archive.org/web/20061231134135/http://www.philosophy.ru/library/kant/nebo.html|url-status=bot: unknown}}</ref><ref name=":11">{{cite web|url=http://physics.gmu.edu/~jevans/astr103/CourseNotes/ECText/ch20_txt.htm|title=Our Galaxy|lang=en|date=1998-11-24|publisher=George Mason University|archive-url=https://archive.today/20120630/http://physics.gmu.edu/~jevans/astr103/CourseNotes/ECText/ch20_txt.htm|archive-date=2012-06-30|access-date=2024-04-27|url-status=live|last1=Evans|first1=J. C.}}</ref>.

Через полтора века после Галилея, в 1784—1785 годах [[Уильям Гершель]] сделал первую попытку использовать данные наблюдений для количественного определения размера и формы Млечного Пути. Он измерил количество звёзд в разных направлениях по всему небу и сделал вывод, что наша Галактика имеет форму сплюснутого диска. Гершель также попытался оценить размеры Галактики: он был вынужден оценивать их в единицах среднего расстояния между звёздами, которые в его время не были известны — он сделал вывод, что диаметр Млечного Пути составляет 800 средних расстояний между звёздами, а толщина — 150. Это соответствует диаметру в 1800 парсеков и толщине в 340 парсеков — оценка толщины с того времени изменилась мало, а оценка диаметра оказалась сильно заниженной. Кроме того, Гершель сделал неверный вывод, что Солнце находится вблизи центра Галактики{{Sfn|Combes, Lequeux|2016|pp=2—3}}{{Sfn|Waller|2013|pp=22—25}}{{Sfn|Сурдин|2017|страницы=119—125}}<ref name=":11" />.
[[Файл:The_colour_of_the_sky_from_Gaia’s_Early_Data_Release_3_ESA22358060.png|мини|300x300пкс|Млечный Путь по данным [[Gaia]]]]
Ещё одну попытку оценить размеры Галактики практически тем же способом предпринял [[Струве, Василий Яковлевич|Василий Струве]] в 1847 году. К этому времени уже были определены расстояния до некоторых звёзд, в частности, в 1838 году [[Фридрих Бессель]] измерил [[параллакс]] звезды [[61 Лебедя]] и определил, что расстояние до неё составляет 3,3 парсека{{Sfn|Waller|2013|p=28}}. Струве оценил размер Галактики в не менее чем 4 килопарсека, а также предположил существование [[Межзвёздное поглощение|межзвёздного поглощения]]. Кроме того, он заметил, что концентрация звёзд уменьшается при удалении от плоскости Галактики{{Sfn|Combes, Lequeux|2016|pp=2—3}}{{Sfn|Сурдин|2017|страницы=119—125}}.

=== XX век ===
В начале XX века продолжались попытки определить размер Млечного Пути. В частности, [[Хуго Зелигер]] и [[Якобус Каптейн]] проводили наблюдения с использованием [[Фотопластинка|фотопластинок]] и неоднократно делали оценку размера нашей Галактики. Последние оценки Зелигера в 1920 году и Каптейна в 1922 составили соответственно 14,4×3,3 и 16×3 килопарсеков. В обеих моделях, как и у Гершеля, ошибочно предполагалось, что Солнце располагается вблизи центра. Астрономы в то время уже понимали, что межзвёздное поглощение влияет на результаты наблюдений, но не могли точно измерить его{{Sfn|Сурдин|2017|страницы=119—125}}.

В 1917 году [[Харлоу Шепли]] измерил размеры Млечного Пути иным способом: по распределению [[Шаровое звёздное скопление|шаровых звёздных скоплений]], расстояние до которых он измерял по наблюдениям [[Цефеиды|цефеид]] в них. В результате Шепли сделал вывод, что размер Галактики составляет 100 килопарсеков, а расстояние Солнца до её центра ― 13 килопарсеков. Хотя оба этих значения оказалось завышенными, Шепли впервые показал, что Солнце находится вдали от центра нашей Галактики{{Sfn|Сурдин|2017|страницы=119—125}}{{Sfn|Waller|2013|pp=45—48}}.

При этом Шепли, как и большинство учёных того времени, считали, что вся Вселенная ограничивается нашей Галактикой, которая включает в себя все видимые объекты{{Sfn|Ефремов|2006|страницы=35}}. В 1920 году прошёл [[Большой спор]] ― дискуссия между Шепли и [[Кёртис, Гебер|Гебером Кёртисом]], посвящённая размерам Галактики, положении Солнца в ней и другим вопросам. В частности, Кёртис не считал, что Шепли верно измерил расстояния{{ref+|Метод, который использовал Шепли, сам по себе был корректным, но из-за ошибки на порядок в оценке светимости цефеид в шаровых скоплениях оценка расстояния оказалась завышенной в 3 раза{{Sfn|Waller|2013|pp=45—48}}.|комм.}}, в модели Кёртиса Галактика имела гораздо меньшие размеры, Солнце находилось вблизи её центра, а некоторые объекты, такие, как [[галактика Андромеды]], в неё не входили. В действительности и Шепли, и Кёртис оказались частично правы{{Sfn|Сурдин|2017|страницы=119—125}}{{Sfn|Waller|2013|pp=45—48}}<ref>{{Статья|ссылка=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/1995PASP..107.1133T|автор=Trimble V.|заглавие=The 1920 Shapley-Curtis Discussion: Background, Issues, and Aftermath|год=1995|месяц=12|день=1|язык=en|издание=Publications of the Astronomical Society of the Pacific|том=107|страницы=1133|issn=0004-6280|место=Chicago|издательство=[[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>.

Доказать, что Вселенная не ограничивается нашей Галактикой, смог [[Эдвин Хаббл]] в 1924—1925 годах. По наблюдениям цефеид в нескольких галактиках Хаббл определил расстояния до них, которые оказались гораздо больше, чем размер Млечного Пути даже в завышенной оценке Шепли. Так было доказано, что некоторые туманности находятся за пределами нашей Галактики и являются отдельными звёздными системами<ref name=":0" />{{Sfn|Waller|2013|pp=48—52}}{{Sfn|Ефремов|2006|страницы=39—40}}.

В 1925 году [[Бертил Линдблад]] заметил, что звёзды, обладающие большими скоростями относительно Солнца, имеют асимметричное распределение скоростей и движутся относительно Солнца в одну сторону. То же самое он заметил и для шаровых скоплений. Линдблад объяснил это тем, что Солнце и большинство окружающих его звёзд находятся в плоском диске, который вращается вокруг центра Галактики, а шаровые скопления и небольшая часть звёзд образуют подсистему сферической формы, которая практически не вращается, из-за чего её элементы имеют большие скорости относительно Солнца, направленные в одну сторону. В 1927—1928 годах Линдблад и [[Ян Оорт]] доказали, что Галактика вращается вокруг центра, который совпадает с центром системы шаровых скоплений, обнаруженным Шепли, и заметили, что вращение не твердотельное, а [[Дифференциальное вращение|дифференциальное]]<ref name=":0" />{{Sfn|van den Bergh|2000|p=46}}{{Sfn|Ефремов|2006|страницы=44—45}}.

В 1944 году [[Вальтер Бааде]] обнаружил, что звёзды диска Галактики и сфероидальной подсистемы различаются, и ввёл деление звёзд на население I и население II. В 1940-х годах в Млечном Пути уже выделяли диск, балдж и гало, а в 1950-х годах было обнаружено, что звёздные населения также отличаются химическим составом{{Sfn|Combes, Lequeux|2016|p=45}}. В 1953 году были обнаружены участки [[Спиральный рукав|спиральных рукавов]] Галактики в окрестности Солнца, а в следующем году — спиральная структура всей Галактики. В конце 1950-х годов был обнаружен источник радиоизлучения [[Стрелец A]], расположенный в центре Галактики{{Sfn|Ефремов|2006|страницы=44—46, 59}}. [[Бар (астрономия)|Бар]] в нашей Галактике был впервые обнаружен только в 1991 году{{Sfn|van den Bergh|2000|p=46}}.

Важную роль в изучении нашей Галактики сыграл космический телескоп [[Hipparcos]], запущенный в 1989 году. С помощью этого телескопа были измерены положения, [[Собственное движение|собственные движения]] и расстояния до большого количества звёзд. Для 120 тысяч звёзд собственные движения и расстояния были измерены с точностью лучше 10 %, а для 2,5 миллионов — с меньшей точностью. Эти результаты значительно превзошли все предыдущие, и, в частности, позволили уточнить информацию об окрестностях Солнца{{Sfn|Combes, Lequeux|2016|p=12}}.

=== XXI век ===
На изучение Млечного Пути также повлияли данные, полученные в различных масштабных обзорах неба<ref>{{статья|jstor=43298020|автор=Strauss M. A.|заглавие=Mapping the Universe: Surveys of the Sky as Discovery Engines in Astronomy|ссылка=https://archive.org/details/sim_daedalus_fall-2014_143_4/page/n94|год=2014|язык=en|издание=Daedalus|том=143|выпуск=4|страницы=93–102|issn=0011-5266|место=Cambridge, MA|издательство=[[MIT Press]]|archivedate=2022-02-20|archiveurl=https://web.archive.org/web/20220220215204/https://www.jstor.org/stable/43298020}}</ref>. Например, благодаря инфракрасному обзору всего неба [[2MASS]], выполненному в 2000-х годах, появилась возможность детально изучить центральные области Галактики, на наблюдение которых влияет межзвёздное поглощение. В частности, по данным 2MASS было подтверждено наличие бара и был открыт вторичный бар меньшего размера<ref>{{Статья|ссылка=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2004ASPC..317..129W|автор=Weinberg M. D.|заглавие=Finding the Milky Way in 2MASS|год=2004|месяц=12|день=1|язык=en|издание=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|страницы=129|ответственный=edited by Clemens, Dan; Shah, Ronak Y.; Brainerd, Tereasa|место=Chicago|издательство=[[Astronomical Society of the Pacific]]|isbn=978-1-58381-252-5}}</ref>. При помощи [[Слоановский цифровой небесный обзор|Слоановского цифрового обзора неба]] были уточнены различные структурные параметры Галактики и открыты новые [[Звёздный поток|звёздные потоки]] в гало<ref>{{Статья|ссылка=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2008ApJ...673..864J|автор=Jurić M., Ivezić Z., Brooks A., Lupton R. H., Schlegel D.|заглавие=The Milky Way Tomography with SDSS. I. Stellar Number Density Distribution|год=2008|месяц=2|день=1|язык=en|издание=[[The Astrophysical Journal]]|том=673|страницы=864–914|issn=0004-637X|место=Bristol|издательство=[[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|pp=III, 85—86}}.

Кроме того, различные спектроскопические наблюдения позволили детально изучить химическую эволюцию Галактики, а благодаря наблюдениям в [[Миллиметровые волны|миллиметровом]] и субмиллиметровом диапазоне были открыты различные молекулы в межзвёздной среде. Развитие вычислительной техники позволило моделировать процессы [[Эволюция галактик|формирования и эволюции галактик]]{{Sfn|Combes, Lequeux|2016|p=III}}.

Космический телескоп [[Gaia]], запущенный в 2013 году, стал преемником телескопа Hipparcos{{Sfn|Combes, Lequeux|2016|p=12}}. Gaia измеряет положения и собственные движения звёзд Галактики с точностью в 200 раз выше, чем у предшественника, и может наблюдать гораздо более тусклые объекты<ref>{{cite web|url=https://sci.esa.int/web/gaia/-/28820-summary|title=ESA Science & Technology - Summary|website=[[Европейское космическое агентство|ESA]]|access-date=2022-02-20|archive-date=2022-02-20|archive-url=https://web.archive.org/web/20220220215200/https://sci.esa.int/web/gaia/-/28820-summary|deadlink=no}}</ref>. Телескоп начал работу в 2014 году, а первый каталог Gaia — Gaia DR1 — был опубликован в 2016 году и содержал более 1,1 миллиарда объектов<ref>{{cite web|url=https://sci.esa.int/web/gaia/-/58272-gaia-s-billion-star-map-hints-at-treasures-to-come|title=ESA Science & Technology - Gaia's billion-star map hints at treasures to come|website=[[Европейское космическое агентство|ESA]]|access-date=2022-07-10|archive-date=2021-11-13|archive-url=https://web.archive.org/web/20211113201041/https://sci.esa.int/web/gaia/-/58272-gaia-s-billion-star-map-hints-at-treasures-to-come|deadlink=no}}</ref>. В 2022 году был опубликован набор данных {{нп5|Gaia DR3||de|Gaia DR3}}, в котором уже более 1,8 миллиарда объектов вплоть до 21-й [[Звёздная величина|звёздной величины]]. Из них для 1,4 миллиарда измерены не только [[Небесные координаты|координаты на небе]], но также [[параллакс]] и [[собственное движение]]. У 470 миллионов звёзд получен [[спектр]] низкого разрешения и для 217 миллионов определён [[спектральный класс]]<ref>{{cite web|url=https://www.cosmos.esa.int/web/gaia/dr3|title=Gaia DR3 content - Gaia - Cosmos|website=[[Европейское космическое агентство|ESA]]|access-date=2022-07-10|archive-date=2022-06-27|archive-url=https://web.archive.org/web/20220627022457/https://www.cosmos.esa.int/web/gaia/dr3|deadlink=no}}</ref><ref>{{Статья|ссылка=https://www.aanda.org/articles/aa/abs/forth/aa43940-22/aa43940-22.html|автор=Gaia Collaboration|заглавие=Gaia Data Release 3. Summary of the content and survey properties|год=2022-06-13|язык=en|издание=Astronomy & Astrophysics|issn=0004-6361, 1432-0746|doi=10.1051/0004-6361/202243940}}</ref>.

== В культуре ==
[[Файл:Jacopo_Tintoretto_-_The_Origin_of_the_Milky_Way_-_Google_Art_Project.jpg|мини|300x300пкс|«[[Происхождение Млечного Пути (картина)|Происхождение Млечного Пути]]» Тинторетто]]
Млечный Путь с древности имел культурное, религиозное и философское значение у разных народов. Название «Млечный Путь» происходит из [[Греко-римская мифология|греко-римской мифологии]]. По одной из наиболее распространённых легенд, [[Гера]] — жена [[Зевс]]а — отказывалась кормить грудью незаконнорождённых детей последнего. Однажды, пока Гера спала, [[Гермес]] поднёс к её груди [[Геракл]]а, и после того, как тот начал кормиться, Гера проснулась и оттолкнула его. Молоко, которое брызнуло при этом из груди, превратилось в Млечный Путь. По этому сюжету различные художники, в том числе [[Рубенс, Питер Пауль|Рубенс]] и [[Тинторетто]], писали свои картины. Само слово «галактика» также связано с этим мифом и происходит от {{Lang-grc|Κύκλος Γαλαξίας}}, что в переводе означает «молочный круг»{{Sfn|Waller|2013|pp=10—16}}<ref>{{cite web|url=http://www.ianridpath.com/startales/milkyway.html|title=Star Tales – Milky Way|author=Ridpath I.|website=|access-date=2022-02-21|archive-date=2022-01-31|archive-url=https://web.archive.org/web/20220131081441/http://www.ianridpath.com/startales/milkyway.html|deadlink=no}}</ref>.

Во многих культурах Млечный Путь сходным образом представлялся как небесная дорога для богов и погибших героев. В [[Китайская мифология|китайской мифологии]] Млечный Путь представляется как серебряная река, которая разделяет влюблённых друг в друга ткачиху и пастуха — их олицетворяют яркие звёзды [[Вега]] и [[Альтаир]]. В мифах [[Австралийские аборигены|австралийских аборигенов]] Млечный Путь рассматривается как змея, приносящая дождь и плодородие. [[Ацтеки]] также представляли Млечный Путь в виде змеи, а [[Майя (цивилизация)|майя]] — в виде мирового дерева{{Sfn|Waller|2013|pp=10—16}}.

== Примечания ==

=== Комментарии ===
{{примечания|group=комм.}}

=== Источники ===
{{примечания}}

== Литература ==
{{Навигация}}
* {{книга |автор=Новиков Н.Б.|заглавие=1000 аналогий, изменивших науку (новый взгляд на гениальность)|nodot= |язык=ru |ответственный= |ссылка= |место=М.|издательство= |год=2010 |том= |страниц=878|страницы= |isbn= |ref=Новиков}}
* {{Книга|ref=Сурдин|автор=[[Сурдин, Владимир Георгиевич|Сурдин В. Г.]]|заглавие=Галактики|год=2017|издание=2-е, исправленное и дополненное|место=М.|издательство=[[Физматлит]]|страниц=432|isbn=978-5-9221-1726-5}}
* {{Книга|ref=Ефремов|автор=[[Ефремов, Юрий Николаевич|Ефремов Ю. Н.]]|заглавие=Млечный Путь|год=2006|место=Фрязино|издательство=Век 2|страниц=64|isbn=5-85099-156-5|серия=Наука сегодня}}
* {{Книга|ref=Binney, Merrifield|ссылка=https://books.google.ru/books?id=dh8sEAAAQBAJ|автор=Binney J., Merrifield M.|заглавие=Galactic Astronomy|год=1998|место=Princeton|издательство=[[Princeton University Press]]|allpages=816|isbn=978-0-691-23332-1}}
* {{Книга|ref=van den Bergh|ссылка=https://books.google.ru/books?id=H0JMeoqFqEcC|автор=van den Bergh S.|заглавие=The Galaxies of the Local Group|год=2000|место={{Cambr.}}; {{N. Y.}}|издательство=[[Cambridge University Press]]|allpages=348|isbn=978-1-139-42965-8}}
* {{Книга|ref=Waller|ссылка=https://books.google.ru/books?id=2ZF4tWI-UeIC|автор=Waller W. H.|заглавие=The Milky Way: An Insider's Guide|год=2013|место=Princeton|издательство=Princeton University Press|allpages=316|isbn=978-0-691-12224-3}}
* {{Книга|ref=Combes, Lequeux|автор=Combes F., Lequeux J.|заглавие=The Milky Way: Structure, Dynamics, Formation and Evolution|год=2016|место=Les Ulis|издательство=[[EDP Sciences]]|allpages=195|isbn=978-2-7598-1915-7}}
* {{Книга|ref=Bland-Hawthorn et al.|ссылка=http://www.physics.usyd.edu.au/~jbh/share/Books/BOOK_Saas_Fee_13.pdf|автор=Bland-Hawthorn J., Freeman K., Matteucci F.|заглавие=The Origin of the Galaxy and Local Group|ответственный=Moore B., Swiss Society for Astrophysics and Astronomy|год=2014|место=Berlin; Heidelberg|издательство=[[Springer Berlin Heidelberg]]|isbn=978-3-642-41719-1|allpages=viii, 254|серия=Saas-Fee Advanced Course, 37}}
{{Внешние ссылки}}
{{Млечный Путь}}
{{Местоположение Земли}}
{{Избранная статья|Астрономия}}
{{Статья года|2022}}

[[Категория:Млечный Путь| ]]
[[Категория:Спиральные галактики с перемычкой]]
[[Категория:Галактическая астрономия]]