語源 ギリシャ神話 では、ゼウスは アルクメネ との間に生まれた赤ん坊のヘラクレスを、眠っている ヘラ の胸に抱かせ、赤ん坊が彼女の神聖な乳 を飲んで不死身になるようにした。ヘラは授乳中に目を覚まし、見知らぬ赤ん坊に授乳していることに気付き、赤ん坊を押しのけた。すると乳がこぼれ、天の川として知られる光の帯ができた。[ 47 ] アテナ によってヘラに与えられ、授乳させられたが、ヘラクレスの強引さにヘラは痛みを感じて彼を胸から引き剥がした。[ 48 ] [ 49 ] [ 50 ]
西洋文化において、「天の川」という名前は、夜空を横切るぼんやりとした、はっきりと見えない「乳白色」の輝く帯として見えることに由来しています。この用語は、古典ラテン語の via lactea のギリシャ語 γαλαξίας γαλαξίας κύκλος galaxías kýklos 古代ギリシャ語の γαλαξίας galaxias ) は、語根γαλακτ γάλα -ίας [ 51 ] [ 52 ] [ 53 ] 黄道帯 、子午線 、地平線、 赤道 、北極と南極の回帰線 、北極圏と 南極圏 、そして両極を通る 2 つの円がある。[ 54 ]この 英語の用語は、 1380 年頃の ジェフリー ・チョーサー の物語に遡ることができる。
ほら、あそこに銀河がある 。 人々はそれを天の川と呼ぶ 。それは白い。そして、ある人は、
その他の一般的な名称 「鳥の道」は、ウラル 語族やテュルク語族 、バルト語族 のいくつかの言語で使用されています。北方の人々は、渡り鳥が 北半球を移動する際に銀河の軌道をたどっていることを観察しました[ 56 ] 南オーストラリア州のアデレード平原 に住むカールナ族は、 天の川をカールナ語 で「ウォドリパリ」 と呼び、「家の川」という意味だった。[ 57 ] ニューサウスウェールズ州 とクイーンズランド州 の間に住むゴメロイ族は 、天の川をディナワンと 呼び、夜空に広がる巨大な「空のエミュー」と呼んだ。 [ 58 ] 天の川は、サンティアゴ・デ・コンポステーラ の聖地へ巡礼する人々 の道しるべとして伝統的に用いられてきたため、天の川は「サンティアゴへの道」と呼ばれるようになった。[ 59 ] ラ・ヴォヘ・ラデ （「天の川」）は巡礼路を指す言葉としても使われていた。[ 60 ] 天空のガンガー川: このサンスクリット語の名前 ( आकाशगंगा Ākāśagaṃgā ) は、ヒンズー教の信念に従って多くのインドの言語で使用されています。 中国語の「銀河」という名称は、韓国 やベトナム（ Ngân hà 日本語 ： 銀河 、 ローマ字表記 ： ginga 韓国語 ： 은하 、 RR ： eunha 天の川の日本語名は「天の川」 （あまの川 ） 中国語でも「天河」（中国語 ： 天河 、 ピンイン ： Tiānhé Thiên hà ）はあらゆる銀河を指します。 西アジア、中央アジア、バルカン半島の一部では、天の川の名前は藁 を意味する言葉と関連している。今日では、ペルシャ人、パキスタン人、トルコ人がアラブ人と共にこの言葉を使用しており、アラブ人はこれを「藁の道」を意味する Darb at-Tabbānah (アラビア語: درب التبانة) と呼んでいる。この用語は中世の アラブ人 によって広められ、アラブ人はアルメニア人から借用したとされている。[ 61 ] セルビア・クロアチア語 では「Kumova slama」とも呼ばれる（文字通り 翻訳 文字通り 翻訳 [ 62 ] スウェーデン人などのスカンジナビアの人々は、この銀河を「冬の通り」（ Vintergatan ）と呼んでいる。これは、この銀河が北半球の冬、特に高緯度地域では最もはっきりと見えるためである。高緯度地域では、夏には深夜の太陽の光で銀河が見えにくくなることがある。
外観 光害 の少ない暗い場所から見た天の川天の川は、夜空 に弧を描く幅約30°のぼんやりとした白い光の帯として見える。[ 63 ] [ 64 ] [ 65 ] この光は、銀河面 の方向にある分解できない 星やその他の物質の集積から生じている。帯の周りの明るい領域は、星雲 として知られる柔らかい視覚的なパッチとして見える。これらのうち最も目立つのは、銀河の中心バルジの一部である 大いて座星雲である。 [ 66 ] 大裂 や石炭袋 など、帯内の暗い領域は、星間塵が 遠くの星からの光を遮る領域である。インカ やオーストラリア先住民 を含む南半球の人々は、これらの領域を暗雲星座 として認識していた。[ 67 ] 回避領域 と呼ばれます。[ 68 ]
天の川は表面輝度が比較的低い。 光害 や月光などの背景光によって、その視認性は大幅に低下する。天の川が見えるためには、空は1平方秒角あたり約20.2等級よりも暗くなければならない。 [ 69 ] 限界等級 が約+5.1以上であれば見えるはずで、+6.1では多くの詳細が見える。[ 70 ] 田舎から見ると非常に目立つ。 [ d ] [ 71 ]
地球から見ると、天の川の銀河面の見える領域は、30の 星座 を含む空の領域を占めています。[ e ] 中心は、 天の川 が最も明るいいて座の方向にあります。いて座から、ぼんやりとした白い光の帯がぎょしゃ座 の銀河の反中心 に向かって回っているように見えます。その帯はその後、空を一周していて座に戻り、空をほぼ等しい2つの半球 に分けます。[ 72 ]
銀河面は黄道（空における太陽の経路）に対して約60°傾いています。 天の赤道 に対しては63°の角度で傾いています。[ 73 ]
肉眼での観察 肉眼で天の川を帯状に空に見ることができるのは、いくつかの要因に基づいています。
銀河は平面状の構造をしているため、銀河中心方向、つまり平面の内側を見ると、星の密度が高いことがわかります。しかし、その帯の外側にある他の星々も、天の川銀河の中に存在します。 銀河面は、地球の太陽周回軌道の黄道面から60度傾いている。そのため、夜空では帯状の模様が地平線に対して斜めに見える。 あらゆる天体観測と同様に、地球の太陽周回軌道は観測方向に影響を与えます。夜空が地球の軌道の中心方向を向いているのは軌道上の特定の期間だけであり、そのため観測できる時期は季節によって変化します。この帯は常に存在しますが、一年のうち一定期間は太陽の方向（昼間）に位置するため、光が弱まって見えにくくなります。 他の天体観測と同様に、天の川も地平線上に昇り、高度を上げ、そして再び地平線下に沈んでいくように見えます。これは地球の自転によって、天の川が私たちの視界に出入りするためです。 天の川の光帯とその銀河中心を観測するには、以下の条件が必要です。[ 74 ]
暗い空に目が慣れるまで（30分） 光害が少ない（ボートルスケール 4以下） 新月の前後5日間は、月の光が弱いか、全くない状態。 低レベルの霞と湿度は、目に見えないかもしれない。 視聴する半球に適した季節（北米では5月～8月が最適） 夜の正しい時刻。他の天体と同様に、夜空で昇ったり沈んだりするように見える。 正しい観測方向：北半球では、射手座とさそり座の間、南半球では、りゅうこつ座とケンタウルス座の近く。
天文学史
衛星観測 2021年にガイアによってカタログ化された星のマップを、図中に密度メッシュとして表示したもの。 ESAの 宇宙船ガイアは 、10億個の星の視差を 測定することで距離推定値を提供し、天の川をマッピングしている。[ 95 ] [ 96 ]
ガイア からのデータは「変革的」と評されている。ガイアによって 観測された星の数は、1990年代の約200万個から20億個に増加したと推定されている。測定可能な空間の体積は、半径で100倍、精度で1000倍に拡大した。[ 97 ]
2020年の研究では、ガイアが 銀河の揺れ動きを検出したと結論付けており、これは「円盤の回転軸が非球形ハローの主軸に対してずれていることによるトルク、または後期の落下中にハローに 付着した 物質、または近くの相互作用する衛星銀河とその結果生じる潮汐」によって引き起こされる可能性があるとしている。[ 28 ] 磁場 に関する初期研究と関連マップが報告された。 [ 98 ]
天体写真
2021年にガイア 衛星によってカタログ化された星の地図を、天の川の全体的な形状を描いた想像図の上に重ね合わせたもの。太陽は オリオン腕 の内縁付近、ラドクリフ波 とスプリット 線状構造（旧グールドベルト ）の間のローカルバブル のローカルフラッフ内に位置しています。 [ 99 ] ギレッセンら （2016）によるSgr A*の周りの恒星軌道の研究に基づくと、太陽は銀河中心から27.14 ± 0.46 kly（8.32 ± 0.14 kpc） [ 37 ] （2016）は 、恒星軌道解析を用いて、より小さい25.64 ± 0.46 kly（7.86 ± 0.14 kpc）という値を発見しました。 [ 100 ] 5〜30パーセク（16〜98 ly） 上、または北に位置しています。[ 101 ] ローカルアームと次のアームであるペルセウス腕 との距離は約2,000 パーセク (6,500 光年) です。[ 102 ] ハビタブルゾーン に位置しています。[ 103 ] [ 104 ]
太陽から半径15 パーセク (49 ly)の球内には、 絶対等級 8.5より明るい星が約 208 個あり、その密度は 69立方パーセクあたり 1 個、または 2,360立方光年あたり 1 個の星である (最も近い明るい星のリスト より)。一方、太陽から5 パーセク (16 ly)以内には、既知の星 (4 個の 褐色矮星 を除く、あらゆる等級の星)が 64 個あり、その密度は約 8.2立方パーセクあたり 1 個、または 284立方光年あたり 1 個の星である (最も近い星のリスト より)。これは、明るい星よりも暗い星の方がはるかに多いという事実を示している。全天には、見かけの等級 4より明るい星が約 500 個あるが、見かけの等級 14 より明るい星は 1550 万個ある。 [ 105 ]
太陽の軌道の頂点、または太陽の頂点と は、太陽が 天の川銀河の局所静止系を通過する方向のことです。太陽の銀河運動の一般的な方向は、 はくちょう 座の近くにあるデネブ 星の方向で、銀河中心の方向に対して約90度の角度です。太陽の天の川銀河の周回軌道は、銀河の渦状腕と不均一な質量分布による摂動を伴う、おおよそ楕円形であると予想されています。さらに、太陽は軌道ごとに銀河面を約2.7回通過します。[ 106 ] 単純な調和振動子の 働きに似ています。これらの振動は、最近まで地球上の生命体の大量絶滅期と一致すると考えられていました。 [ 107 ] [ 108 ]
太陽系が 天の川銀河を一周するのに約2億4000万年（銀河年 ）かかるため、[ 109 ] 生涯で18〜20周、人類の起源 以来1/1250周したと考えられています。太陽系の天の川銀河中心の周りの軌道速度は約 220 km/s（490,000 mph） 、つまり 光速 の0.073%です。太陽は太陽圏を84,000 km/h（52,000 mph） で移動しています。この速度では、太陽系が1光年の距離を移動するのに約1,400年、または1天文単位 （AU ）を移動するのに8日かかります。[ 110 ] さそり 座の方向に向かっています。 [ 111 ]
一般的な特徴
サイズ 天の川銀河を含む、局所銀河群 の6つの最大銀河の大きさ比較 天の川銀河は、局所銀河群 で2番目に大きな銀河です（もう1つはアンドロメダ銀河）。しかし、 銀河円盤 の大きさや、それが等光度線直径をどの程度規定しているかはよく分かっていません。[ 13 ] 26キロパーセク（8万光年） 以内にあり、最も外側の円盤の外側の星の数は、内側の円盤のスケール長で指数関数的な円盤を外挿すると、非常に少ない数に劇的に減少すると推定されています。[ 117 ] [ 13 ]
天文学では銀河の大きさを定義するためにいくつかの方法が用いられており、それぞれ異なる結果をもたらす可能性がある。最も一般的に用いられる方法はD25標準である。 これは 、銀河のBバンド（可視光スペクトル の青色部分、波長445 nmの光）における測光輝度が25等級/平方秒角に達する等 光度線である。[ 118 ] ケフェイド変光星 の分布を天の川銀河の分布と比較し、それらの表面輝度との関係をモデル化した。これにより、指数関数的な円盤が銀河円盤をよく表していると仮定し、銀河の中心表面輝度（ μ0 ）を26.8 ± 1.1キロパーセク（87,400 ± 3,600光年） とすることで、天の川銀河の等光度直径は26.8 ± 1.1キロパーセク（87,400 ± 3,600光年）と推定された。 ± 0.3 B -mag/arcsec −2 、円盤スケール長 ( h ) は5.0 ± 0.5 kpc (16,300 ± 1,600 ly) である。[ 119 ] [ 12 ] [ 120 ]
これはアンドロメダ銀河の等光度線直径よりもかなり小さく、銀河の平均等光度線サイズよりもわずかに小さく、28.3 kpc (92,000 ly) です。[ 12 ] 既知の最大のもの の中にも入っておらず(前者が最大でない場合)、むしろ平均的な普通の渦巻銀河であると結論付けています。[ 121 ] から 海王星 までが米国の25セント 硬貨( 24.3 mm (0.955 in) )の大きさだとすると、天の川は、米国本土 の南北方向の最大線とほぼ同じになります。[ 122 ] 23 kpc (75,000 ly) とより小さい値を示しました。[ 12 ]
2015年の論文では、比較的平坦な銀河面 の上と下に波打つ、三角座-アンドロメダ環（TriAnd Ring）と呼ばれるリング状の星のフィラメントが存在すると報告されており、これは一角座環 とともに、主に円盤の振動と天の川の周囲への巻き込みの結果であり、直径は少なくとも50 kpc（160,000 ly）であると示唆されている [ 123 ]。 [ 124 ] A13 、TriAnd Ringは主恒星円盤から弾き出された恒星の過密度であり、RR Lyrae型変光星の速度分散は高く、ハローメンバーシップと一致しているという結論を支持した[ 125 ] 。
2018年の別の研究では、銀河中心から26～31.5 kpc（84,800～ 103,000 ly）の距離、あるいはそれよりもさらに遠く、かつては円盤の恒星密度が急激に減少すると考えられていた約 13～20 kpc（40,000～70,000 ly） よりもかなり遠い距離に円盤星が存在する可能性が非常に高いことが明らかになった。この距離では、銀河ハローの古い星を除いて、この限界を超える星はほとんど、あるいは全く存在しないと考えられていた。[ 13 ] [ 126 ] [ 127 ]
2020年の研究では、天の川のダークマターハロー の端が約292 ± 61 kpc (952,000 ± 199,000 ly ) であると予測されており、これは直径584 ± 122 kpc (1.905 ± 0.3979 Mly ) に相当します。[ 29 ] [ 30 ] 1.35 kpc (4,000 ly) と推定されています。[ 128 ] [ 129 ]
回転曲線 天の川銀河の回転曲線 。縦軸は銀河中心を中心とした回転速度、横軸は銀河中心からの距離です。太陽は黄色で示されています。データポイントは観測された回転速度曲線を示しています。天の川銀河の恒星質量とガスに基づいて予測された曲線は黒色で示されています。この差は、ダークマター、あるいは MOND のような重力の修正によるものです。表示されているデータは、こちらで見つけることができます。[ 147 ] [ 148 ] [ 149 ] [ 150 ] [ 151 ] [ 152 ] [ 153 ] [ 154 ] [ 155 ] [ 156 ] 天の川銀河の星とガスは、その中心の周りを差動的に 回転しており、回転周期は場所によって変化します。渦巻銀河に典型的なように、天の川銀河のほとんどの星の軌道速度は、中心からの距離に大きく依存しません。中心バルジまたは外縁から離れた場所では、典型的な恒星の軌道速度は 200 ～ 220 km/s です。[ 157 ] 軌道周期は 、移動した経路の長さにほぼ比例します。これは、2 体重力ダイナミクスが支配的で、異なる軌道が大きく異なる太陽系とは異なります。回転曲線 (図に示す) は、この回転を表します。
天の川銀河が恒星、ガス、その他のバリオン（通常の）物質で観測される質量のみを含んでいるとすれば、回転速度は中心からの距離とともに減少するはずである。しかし、観測された曲線は比較的平坦であり、電磁波で直接検出できない追加の質量が存在することを示唆している。この矛盾はダークマターに起因すると考えられている。[ 158 ] 普遍的な回転曲線と一致しており、銀河に ダークマター が存在する最良の証拠となっている。あるいは、少数の天文学者は、重力の法則の修正 によって観測された回転曲線を説明できると提唱している。[ 159 ]
固有速度 特殊相対性理論 では、天の川銀河を比較するための「優先」慣性系は 宇宙には存在しないとされていますが、天の川銀河は宇宙論的基準系 に対して速度を持っています。[ 160 ]
そのような基準系の1つがハッブル流であり、これは 宇宙の膨張 による銀河団の見かけ上の運動である。天の川を含む個々の銀河は、平均的な流れに対して固有の速度を 持っている。したがって、天の川をハッブル流と比較するには、宇宙の膨張が局所的なランダムな運動よりも優勢になるほど十分に大きな体積を考慮する必要がある。十分に大きな体積とは、この体積内の銀河の平均運動がハッブル流に等しいことを意味する。天文学者は、天の川はこの局所的な共動基準系に対して約630 km/s (1,400,000 mph)で移動していると考えている。 [ 161 ] [ 162 ]
天の川銀河は、その背後にあるグレートアトラクター や他の銀河団（ シャプレー超銀河団 を含む）の一般的な方向に移動しています。 [ 163 ] 銀河団の 近くに中心を持つ局所超銀河団 と呼ばれる超銀河団 の一部です。ハッブル流の一部として、それらは互いに967 km/s（2,160,000 mph） で遠ざかっていますが、この速度は、局所銀河群とおとめ座銀河団の間の重力による引力によって生じる1680万pcの距離を考慮すると、予想される速度よりも小さいです。[ 164 ]
宇宙マイクロ波背景放射 （CMB）によって提供され、CMBの温度はドップラーシフトによる歪みが最も少ない（双極子モーメントがゼロ）。天の川銀河はこの基準系に対して、赤経10.5度、赤緯-24度（J2000年エポック、 うみへび座 の中心付近）の方向に552 ± 6 km/s（1,235,000 ± 13,000 mph） [ 21 ] 宇宙背景放射探査機 （COBE）やウィルキンソンマイクロ波異方性プローブ （WMAP）などの衛星によって、CMBへの双極子寄与として観測されている。CMBの基準系で平衡状態にある光子は、運動の方向に青方偏移 し、反対方向に赤方偏移する。 [ 21 ]
構造 天の川銀河の全体構造を構成するさまざまな要素の概要 天の川銀河は、ガス、塵 、星の歪んだ円盤に囲まれた棒状のコア領域から構成されています。 [ 189 ] [ 190 ] ハッブル 分類のSbc型に非常によく似ており、これは腕が比較的緩く巻かれた渦巻銀河を表しています。[ 5 ] 渦巻銀河 ではなく棒渦巻銀河であると初めて推測し始めました。 [ 191 ] [ 192 ] [ 193 ] これらの推測は、2005年のスピッツァー宇宙望遠鏡の 観測によって確認され、天の川銀河の中心棒が以前考えられていたよりも大きいことが示されました。[ 194 ]
螺旋状の腕 天の川銀河の渦状腕の観測構造（実線）と外挿構造（点線）。銀河の北側から見た図。この図では銀河は時計回りに回転している。太陽の位置（上部中央）から放射状に伸びる灰色の線は、対応する星座の3文字略語を示している。 銀河棒の重力の影響範囲外では、天の川銀河の円盤内の星間物質と星の構造は、4つの渦状腕に組織化されています。[ 223 ] H II領域 [ 224 ] [ 225 ] 分子雲 [ 226 ]
天の川銀河の渦巻き構造は不明確であり、現在、その腕の性質について合意が得られていません。[ 227 ] [ 225 ] [ 228 ] [ 199 ] [ 228 ] [ 229 ] [ 225 ] [ 228 ] [ 171 ] [ 230 ] [ 231 ]
2 つの渦状腕、盾座-ケンタウルス腕とりゅうこつ座-いて座腕は、天の川銀河の中心を回る太陽の軌道の内側に接点を持っています。これらの腕に銀河円盤の平均星密度と比較して星の密度が過剰であれば、接点付近の星を数えることで検出できます。主に赤色巨星に感度があり、塵による減光の影響を受けない近赤外線による 2 つの調査では、盾座-ケンタウルス腕では予測された過剰が検出されましたが、りゅうこつ座-いて座腕では検出されませんでした。盾座-ケンタウルス腕には、渦状腕がない場合に予想されるよりも約 30% 多く赤色巨星が含まれています。 [ 230 ] [ 233 ]
この観測結果は、天の川にはペルセウス腕と盾座-ケンタウルス腕という2つの主要な恒星腕しかないことを示唆している。残りの腕には過剰なガスはあるが、過剰な古い星はない。[ 227 ] [ 234 ] [ 235 ] [ 236 ] [ 236 ]
近距離3 kpc アーム 拡張 3 kpc アーム 、または単に3 kpc アーム とも呼ばれる) は、1950 年代に天文学者のファン・ ウォーデンと共同研究者によって、H I (原子水素) の 21 センチメートル 電波測定によって発見されました。[ 237 ] [ 238 ] 中心バルジから 50 km/s 以上の速度で膨張していることがわかりました。銀河の第 4 象限に位置し、太陽 から約 5.2 kpc 、銀河中心 から 3.3 kpcの距離にあります。遠距離 3 kpc アームは、2008 年に天文学者のトム・デーム (天体物理学センター | ハーバード & スミソニアン )によって発見されました。銀河の第 1 象限に位置し、銀河中心から3 kpc (約 10,000 ly )の距離にあります。 [ 238 ] [ 239 ]
2011年に発表されたシミュレーションでは、天の川銀河はいて座矮小楕円銀河 との度重なる衝突の結果として渦状腕構造を獲得した可能性があると示唆されている。[ 240 ]
天の川銀河には2つの異なる螺旋パターンが存在すると提唱されている。1つはいて座腕によって形成される高速回転する内側の螺旋パターン、もう1つはりゅうこつ座腕とペルセウス腕によって形成される回転速度が遅く、腕が密に巻き付いた外側の螺旋パターンである。異なる螺旋腕の力学の数値シミュレーションによって示唆されたこのシナリオでは、外側のパターンは外側の擬似リング を形成し、[ 241 ] [ 242 ]
主要な渦状腕の外側には、数十億年前に他の銀河から引き裂かれたガスと星の環であるモノケロス環 （または外環）があります。しかし、科学界の何人かのメンバーは最近、モノケロス構造は天の川の広がって歪んだ厚い円盤によって生成された過密度に過ぎないという立場を改めて表明しました。 [ 243 ] 「S」字曲線 に沿って歪んでいます。[ 244 ]
ハロ 銀河円盤は、古い星や球状星団の 球状ハロー に囲まれており、天の川銀河の暗黒物質 の大部分を含んでいます。円盤は適度に三軸 形状をしており、最長軸は円盤の上方に約25°、太陽の前方に24°傾いています。その密度は、約15キロパーセクと30キロパーセク（49キロパーセクと98 キロパーセク）付近で2つのブレークを持つ べき乗則 に従っているようです。[ 245 ] 逆行軌道 上にあり、これは天の川銀河の回転とは逆方向に動いていることを意味します。[ 246 ] 楕円軌道 とは対照的に、天の川銀河の周りをロゼット軌道で周回することができます。 [ 247 ]
円盤には、一部の波長で視界を遮る塵が含まれているが、ハロー成分にはそのような塵は含まれていない。活発な星形成は 円盤（特に高密度領域である渦状腕）で起こるが、ハローでは星に収縮する低温ガスがほとんどないため、星形成は起こらない。[ 109 ] 散開星団 も主に円盤上に位置している。[ 248 ]
21世紀初頭の発見 により、天の川銀河の構造に関する理解に新たな次元が加わりました。アンドロメダ銀河（M31）の円盤がこれまで考えられていたよりもはるかに遠くまで広がっていることが発見されたことで[ 249 ] 白鳥座腕の外腕の延長 [ 232 ] [ 250 ] や、盾座・ケンタウルス座腕 の同様の延長[ 251 ] いて座矮小楕円銀河 の発見により、矮小銀河の極軌道と天の川銀河との相互作用によって引き裂かれた銀河の残骸の帯が発見されました。 2004年に天の川銀河の周回軌道上に銀河残骸の環が発見された際、当初は、その残骸は「おおいぬ座矮小銀河」 と呼ばれる系の残骸であると考えられていた。[ 252 ] [ 253 ] [ 254 ]
北天のスローン・デジタル・スカイ・サーベイは、 天の川銀河内に巨大で拡散した構造（満月の約5,000倍の領域に広がっている）を示しており、これは現在のモデルには当てはまらないようです。星の集まりは、天の川銀河の渦状腕の平面にほぼ垂直に上昇しています。提案されている有力な解釈は、矮小銀河が 天の川銀河と合体しているというものです。この銀河は暫定的におとめ座恒星ストリーム と名付けられており、おとめ座の方向に約30,000光年（9 キロパーセク） 離れたところにあります。[ 255 ]
歴史 銀河の色等級図。 赤色系列（古い銀河、典型的には楕円銀河）、緑色の谷（天の川銀河が存在すると考えられている領域）、青色の雲（若い銀河、典型的には渦巻銀河）を示す。 天の川は、136億1000万年前のビッグバン 直後、宇宙の質量分布における1つまたは複数の小さな過密度領域として始まりました。 [ 261 ] [ 262 ] [ 263 ] [ 261 ] 角運動量保存の法則 により、これによりガス状の星間物質はほぼ球形から円盤状に収縮しました。したがって、後の世代の星はこの渦巻き円盤で形成されました。太陽を含むほとんどの若い星は、円盤内にあることが観測されています。[ 264 ] [ 265 ]
最初の星が形成されて以来、天の川銀河は銀河の合体 （特に天の川銀河の成長初期）と銀河ハローからのガスの直接的な降着の両方によって成長してきました。[ 265 ] マゼランストリームを通して、最大の伴銀河である 大 マゼラン雲と小 マゼラン雲を含むいくつかの小さな銀河から物質を降着しています。ガスの直接的な降着は、スミス雲 のような高速雲 で観測されています。[ 266 ] [ 267 ]
宇宙論的シミュレーションによると、110億年前にクラーケン と呼ばれる特に大きな銀河と合体したことが示されている。[ 268 ] [ 269 ] 角運動量 、最外層の金属量 などの天の川銀河の特性は、過去100億年間、大きな銀河との合体を経験していないことを示唆している。最近の大きな合体がないことは、同様のタイプの渦巻銀河の中では珍しい。その隣のアンドロメダ銀河は、比較的大きな銀河との最近の合体によって形成された、より典型的な歴史を持っているようだ。[ 270 ] [ 271 ]
最近の研究によると、天の川銀河とアンドロメダ銀河は、銀河の色等級図 で「グリーンバレー」と呼ばれる領域に位置しており、この領域には「ブルークラウド」（活発に新しい星を形成している銀河）から「レッドシーケンス」（星形成のない銀河）への移行期にある銀河が集まっている。グリーンバレーの銀河では、星間物質中の星形成ガスが枯渇するにつれて、星形成活動が減速している。同様の特性を持つシミュレーションされた銀河では、天の川銀河とアンドロメダ銀河の衝突による星形成率の短期的な増加を考慮しても、星形成は通常、今から約 50 億年以内に消滅している。[ 272 ] [ 273 ]
参考文献 1 2 Petrov, L.; Kovalev, YY; Fomalont, EB; Gordon, D. (2011). "The Very Long Baseline Array Galactic Plane Survey—VGaPS". The Astronomical Journal . 142 (2): 35. arXiv : 1101.1460 . Bibcode : 2011AJ....142...35P . doi : 10.1088/0004-6256/142/2/35 . ISSN 0004-6256 . S2CID 121762178 . ↑ Event Horizon Telescope Collaboration; et al. (2022). "First Sagittarius A* Event Horizon Telescope Results. VI. Testing the Black Hole Metric" . The Astrophysical Journal . 930 (2): L17. arXiv : 2311.09484 . Bibcode : 2022ApJ...930L..17E . doi : 10.3847/2041-8213/ac6756 . S2CID 248744741 . ↑ Banerjee, Indrani; Sau, Subhadip; SenGupta, Soumitra (2022). "SGR A* と M87* の影は磁気単極電荷を持つブラックホールを示しているか？". arXiv : 2207.06034 [ gr-qc ]. ↑ Abuter, R.; et al. (2019). "A geometric distance measurement to the Galactic center black hole with 0.3% uncertainty". Astronomy & Astrophysics . 625 : L10. arXiv : 1904.05721 . Bibcode : 2019A & A...625L..10G . doi : 10.1051/0004-6361/201935656 . S2CID 119190574 . 1 2 Gerhard, O. (2002). "銀河における質量分布". Space Science Reviews . 100 (1/4): 129– 138. arXiv : astro-ph/0203110 . Bibcode : 2002SSRv..100..129G . doi : 10.1023/A:1015818111633 . S2CID 42162871 . ↑ Frommert, Hartmut; Kronberg, Christine (2005年8月26日). "天の川銀河の分類" . SEDS . 2015年5月31日のオリジナルから アーカイブ済み。 2015年 5月30日 取得 。 1 2 Starr, Michelle (2019年3月8日). 「天の川銀河の質量に関する最新の計算により、私たちの銀河についての知識が変わりました」 ScienceAlert.com . 2019 年3月8日のオリジナルから アーカイブ済み。 2019年 3月8日 に取得 。 1 2 Watkins, Laura L.; et al. (2019年2月2日). "Gaia DR2ハロー球状星団の動きから得られた中間質量天の川の証拠" . The Astrophysical Journal . 873 (2): 118. arXiv : 1804.11348 . Bibcode : 2019ApJ...873..118W . doi : 10.3847/1538-4357/ab089f . S2CID 85463973 . ↑ Kafle, PR; Sharma, S.; Lewis, GF; Bland-Hawthorn, J. (2012). "青色水平分枝星を用いた恒星ハローの運動学と天の川の質量分布". The Astrophysical Journal . 761 (2): 17. arXiv : 1210.7527 . Bibcode : 2012ApJ...761...98K . doi : 10.1088/0004-637X/761/2/98 . S2CID 119303111 . 1 2 Frommert, H.; Kronberg, C. (2005年8月25日). "天の川銀河" . SEDS. 2007年5月12日の オリジナルからアーカイブ済み 。 2007年 5月9日 取得。 1 2 ウェザリントン、ニコラス。 「天の川にはいくつの星があるか？」 。 2010年3月27日のオリジナルから アーカイブ 。 2010年 4月9日 に取得。 1 2 3 4 5 Goodwin, SP; Gribbin, J.; Hendry, MA (1998 年 8 月) 「天の川の相対的な大きさ」 The Observatory . 118 : 201– 208. Bibcode : 1998Obs...118..201G . 1 2 3 4 López-Corredoira, M.; Allende Prieto, C.; Garzón, F.; Wang, H.; Liu, C.; Deng, L. (2018 年 4 月 9 日). 「天の川銀河の中心から 25 kpc を超える距離で円盤星を検出」 . Astronomy & Astrophysics . 612 : L8. arXiv : 1804.03064 . Bibcode : 2018A & A...612L...8L . doi : 10.1051/0004-6361/201832880 . S2CID 59933365 . ↑ リアン・ジェンフイ。ザソウスキー、ゲイル。チェン、ビンキュウ。イミグ、ジュリー。王、タオ。役員、ニコラス。 Liu、Xiaowei (2024 年 6 月 28 日)、 天の川銀河の大きさ 、 arXiv : 2406.05604 ↑ Kalberla, Peter MW; Kerp, Jürgen (2009年9月1日). " 天の川の H I 分布" . Annual Review of Astronomy and Astrophysics . 47 (1): 27–61 . Bibcode : 2009ARA & A..47...27K . doi : 10.1146/annurev-astro-082708-101823 . ISSN 0066-4146 . 2025年 10月23日 取得 。 1 2 Bland-Hawthorn, Joss; Gerhard, Ortwin (2016). "The Galaxy in Context: Structural, Kinematic, and Integrated Properties". Annual Review of Astronomy and Astrophysics . 54 : 529–596 . arXiv : 1602.07702 . Bibcode : 2016ARA & A..54..529B . doi : 10.1146/annurev-astro-081915-023441 . S2CID 53649594 . ↑ カラチェンツェフ、イーゴリ。 「二重銀河 § 7.1」 。 ned.ipac.caltech.edu 。イズダテルのストヴォ・ナウカ。 2016 年 3 月 4 日のオリジナルから アーカイブ 。 2015 年 4 月 5 日 に取得 。 ↑ 「天の川の新しい地図」 。 サイエンティフィック・アメリカン 。2020年4月1日。 2021年4月27日のオリジナルから アーカイブ。 2022年 8月10日 取得 。 ↑ Gerhard, O. (2010). "天の川銀河のパターン速度". arXiv : 1003.2489v1 [ astro-ph.GA ]. ↑ Shen, Juntai; Zheng, Xing-Wu (2020). "天の川銀河の棒状構造と渦状腕：構造と運動学". Research in Astronomy and Astrophysics . 20 (10): 159. arXiv : 2012.10130 . Bibcode : 2020RAA....20..159S . doi : 10.1088/1674-4527/20/10/159 . S2CID 229005996 . 1 2 3 Kogut, Alan; et al. (1993 年 12 月 10 日). 「COBE 差動マイクロ波放射計の 1 年目のスカイ マップにおける双極子異方性」。 天体 物理 学 ジャーナル 。419 : 1–6。arXiv : astro -ph/9312056。Bibcode : 1993ApJ...419.... 1K。doi : 10.1086 / 173453。S2CID 209835274 。 1 2 3 Kafle, PR; Sharma, S.; Lewis, GF; Bland-Hawthorn, J. (2014). "巨人の肩の上に：恒星ハローの特性と天の川の質量分布". The Astrophysical Journal . 794 (1): 17. arXiv : 1408.1787 . Bibcode : 2014ApJ...794...59K . doi : 10.1088/0004-637X/794/1/59 . S2CID 119040135 . ↑ Laustsen, Svend; Madsen, Claus; West, Richard M. (1987). Exploring the Southern Sky: A Pictorial Atlas from the European Southern Observatory (ESO) . Berlin and Heidelberg, Germany: Springer. p. 119. ISBN 978-3-642-61588-7 OCLC 851764943 ↑ パサチョフ、ジェイ・M. (1994). 天文学：地球から宇宙へ . ハーコート・スクール. p. 500. ISBN 978-0-03-001667-7 。↑ ジョーンズ、バリー・ウィリアム (2008)。 生命の探求は続く：他の恒星の周りの惑星 。 ベルリン：シュプリンガー。p. 89。ISBN 978-0-387-76559-4 OCLC 288474262 ↑ ファン・デル・クルート、ピーター・C. (2019)。 ヤン・ヘンドリック・オールト: 銀河系のマスター 。スイス、チャム：シュプリンガー。ページ 65、717。ISBN 978-3-030-17801-7 OCLC 1110483488。 ↑ Hodge, Paul W. ; et al. (2020年10月13日). "天の川銀河" . ブリタニカ百科事典 . 2022年1月19日のオリジナルから アーカイブ済み。 2022年 4月24日 取得 。 1 2 Poggio, E.; Drimmel, R.; Andrae, R.; Bailer-Jones, CAL; Fouesneau, M.; Lattanzi, MG; Smart, RL; Spagna, A. (2020). "動的に進化する銀河の歪みの証拠". Nature Astronomy . 4 (6): 590– 596. arXiv : 1912.10471 . Bibcode : 2020NatAs...4..590P . doi : 10.1038/s41550-020-1017-3 . S2CID 209444772 . 1 2 クロスウェル、ケン（2020年3月23日）。 「天文学者たちがついに天の川の端を発見」 。 サイエンスニュース 。 2020年3月24日のオリジナルから アーカイブ。 2020年 3月27日 取得 。 1 2 Dearson, Alis J. (2020). "銀河の果て" . Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 496 (3): 3929–3942 . arXiv : 2002.09497 . Bibcode : 2020MNRAS.496.3929D . doi : 10.1093/mnras / staa1711 . S2CID 211259409 . ↑ 「ラニアケア：私たちの故郷のスーパークラスター」 。YouTube。2014年9月3日。 2014年9月4日にオリジナルから アーカイブ済み。 ↑ Tully, R. Brent; et al. (2014年9月4日). "ラニアケア銀河団". Nature . 513 (7516): 71–73 . arXiv : 1409.0880 . Bibcode : 2014Natur.513...71T . doi : 10.1038 / nature13674 . PMID 25186900. S2CID 205240232 . ↑ 「天の川」 。BBC 。 2012年3月2日に オリジナル からアーカイブ済み 。 ↑ 「天の川銀河にはいくつの星があるのか？」 。 NASA Blueshift 。 2016年1月25日にオリジナルから アーカイブされました。 1 2 3 Cassan, A.; et al. (2012年1月11日). 「マイクロレンズ観測による天の川銀河の恒星あたり1つ以上の束縛惑星」。Nature . 481 ( 7380 ): 167–169 . arXiv : 1202.0903 . Bibcode : 2012Natur.481..167C . doi : 10.1038/nature10684 . PMID 22237108. S2CID 2614136 . 1 2 「天の川銀河には1000億個の異星惑星が存在する：研究結果」 Space.com 2013 年1月2日。 2013年1月3日に オリジナルからアーカイブ済み 。 2013年 1月3日 に取得。 1 2 3 ギレッセン、ステファン;プレワ、フィリップ。アイゼンハウアー、フランク。サリ、リーム。ワイズバーグ、イデル。ハビビ、マリアム。プフル、オリバー。ジョージ、エリザベス。デクスター、ジェイソン。フォン・フェレンベルグ、セバスティアーノ。オット、トーマス。ゲンゼル、ラインハルト（2016年11月28日）。 「銀河中心における恒星軌道の監視に関する最新情報」 。 天体物理学ジャーナル 。 837 (1): 30.arXiv : 1611.09144 。 Bibcode : 2017ApJ...837...30G 。 土井 : 10.3847/1538-4357/aa5c41 。 S2CID 119087402 。 ↑ Overbye, Dennis (2022年1月31日). 「天の川銀河の中心部の衝撃的な眺め ― 銀河中心部の新しい電波画像が、1億個ほどの星が巻き起こすあらゆる狂乱の様相を明らかにする」 . ニューヨーク・タイムズ . 2022年1月31日のオリジナルから アーカイブ 。 2022年 2月1日 に取得。 ↑ Heyood, I.; et al. (2022年1月28日). "1.28 GHz MeerKAT 銀河中心モザイク" . The Astrophysical Journal . 925 (2): 165. arXiv : 2201.10541 . Bibcode : 2022ApJ...925..165H . doi : 10.3847/1538-4357/ac449a . S2CID 246275657 . ↑ Bond, HE; Nelan, EP; VandenBerg, DA; Schaefer, GH; Harmer, D. (2013年2月13日). "HD 140283: ビッグバン直後に形成された太陽近傍の星". The Astrophysical Journal . 765 (1): L12. arXiv : 1302.3180 . Bibcode : 2013ApJ...765L..12B . doi : 10.1088/2041-8205/765/1/L12 . S2CID 119247629 . ↑ 「天の川銀河：私たちの銀河の故郷についての事実」 。Space.com 。 2017年3月21日の オリジナル からアーカイブ 。 2017年 4月8日 取得。 ↑シャプレー、H. 、 カーティス、HD (1921)。「宇宙のスケール」。 米国国家研究評議会紀要 。2 ( 11): 171– 217。Bibcode : 1921BuNRC...2..171S 。 ↑ ブラウン、ウィリアム・P. (2010). 『創造の七つの柱：聖書、科学、そして驚異の生態学 』 オックスフォード、イングランド：オックスフォード大学出版局。p. 25. ISBN 978-0-19-973079-7 2023年3月26日にオリジナルからアーカイブされました。2019年 4月24日 に取得 。↑ マクベス、アラステア (1999). ティアマトの子孫：古代メソポタミアの竜に関する調査 . ドラゴンズ・ヘッド. p. 41. ISBN 978-0-9524387-5-5 2023年3月26日にオリジナルからアーカイブされました。2019年 4月24日 に取得 。↑ James, EO (1963). 『天空神への崇拝：セム語族とインド・ヨーロッパ語族の宗教に関する比較研究』 。ジョーダン比較宗教学講義。ロンドン、イングランド：ロンドン大学出版局。pp. 24, 27f. 1 2 Lambert, WG (1964). "EO James: The worship of the Skygod: A comparative study in Semitic and Indo-European religion. (School of Oriental and African Studies, University of London. Jordan Lectures in Comparative Religion, vi.) viii, 175 pp. London: University of London, the Athlone Press, 1963. 25s". Bulletin of the School of Oriental and African Studies . 27 (1). London, England: University of London: 157– 158. doi : 10.1017/S0041977X00100345 . ↑ ウォラー、ウィリアム・H.、 ホッジ、ポール・W. (2003). 銀河と宇宙のフロンティア . ハーバード大学出版局 . ISBN 978-0-674-01079-6 。↑ 「天の川に関する神話」 。judy -volker.com 。 2022年7月1日にオリジナルから アーカイブ済み 。 2022年 3月21日 に取得。 ↑ リーミング、デイヴィッド・アダムス (1998)。 『神話：英雄の旅』 （ 第3 版）。オックスフォード、イングランド：オックスフォード大学出版局。p. 44。ISBN 978-0-19-511957-2 2023年3月26日にオリジナルからアーカイブされました。2019年 4月24日 に取得 。↑ パシェ、コリンヌ・オンディーヌ（2010）。 「ヘラクレス」 。ガーガリン、マイケル、 ファンサム、エレイン （編）。 『古代ギリシャとローマ 』第 1巻：アカデミー聖書。オックスフォード、イングランド：オックスフォード大学出版局。400 ページ 。ISBN 978-0-19-538839-8 2023年3月26日にオリジナルからアーカイブされました。2019年 4月24日 に取得 。↑ ハーパー、ダグラス。 「銀河」 。 オンライン語源辞典 。 2012年 5月20日 取得 。 {{cite web}}: CS1メンテナンス: アーカイブサービスは非推奨になりました (リンク)↑ヤンコウスキー 、 コニー（2010）。 光と音のパイオニアたち 。コンパス・ポイント・ブックス。p. 6。ISBN 978-0-7565-4306-8 2016年11月20日にオリジナルからアーカイブされました。↑ シンプソン、ジョン；ワイナー、エドマンド編（1989年3月30日）。 『オックスフォード英語辞典』 （第2 版）。オックスフォード大学出版局 。ISBN 978-0-19-861186-8 。↑ エラトステネス (1997)。コンドス、テオニー (編)。『 ギリシア人とローマ人の星の神話：偽エラトステネスの星座とヒュギヌスの詩的天文学を含む資料集』 。レッド・ホイール/ワイザー 。ISBN 978-1-890482-93-0 2016年11月20日にオリジナルからアーカイブされました。↑ ハーパー、ダグラス。 「銀河」 。 オンライン語源辞典 。 2011年11月17日のオリジナルから アーカイブ済み 。 2011年 11月11日 に取得。 ↑ ^ Sauer, EGF (1971年7月)「渡り鳥における天体の自転と恒星の向き」Science 30: 459–461. ↑ 「和解」 。 アデレード市議会 。 2019年7月12日に オリジナルからアーカイブ済み 。 2020年 2月26日 に取得。 ↑ Mandow, Rami (2021年5月3日). "Moonhack – 空のエミューの物語をコーディングする" . Space Australia . 2022年 6月5日 取得 . ↑ マクラウド、フィオナ (1911)。 森がささやくところ 。ニューヨーク：ダフィールド＆カンパニー。第21章： 天の川 。 2007年2月17日に オリジナル からアーカイブ済み。 ↑ 「巡礼者の道：エル・カミーノ・デ・サンティアゴ」 。 2006年12月17日に オリジナル からアーカイブ済み 。 2007年 1月6日 に取得。 ↑ Harutyunyan, Hayk (2003年8月29日). 「天の川のアルメニア語名」 . ArASニュース . 6. アルメニア天文学会 (ArAS). 2006年4月29日の オリジナルからアーカイブ。 2009年 8月10日 取得 。 ↑ レペジッチ、アレクサンダル。ジェルマノビッチ、アンジェラ。 「クモヴァ・スラマ（ムレチニ・プット）」 。 民族ログ ブログ (Š. Kulišić、P. Ž. Petrović i N. Pantelić による Mitološki rečnik 1970 に起因) 。 2026 年 1 月 20 日 に取得 。 ↑ パサチョフ、ジェイ・M. (1994). 天文学：地球から宇宙へ . ハーコート・スクール. p. 500. ISBN 978-0-03-001667-7 。↑レイ 、 HA （ 1976）。 『星々』 。ホートン・ミフリン・ハーコート。145ページ 。ISBN 978-0-395-24830-0 。↑ パサチョフ、ジェイ・M.、フィリッペンコ、アレックス（2013）。 『宇宙：新千年紀の天文学 』ケンブリッジ大学出版局、 384 ページ。ISBN 978-1-107-68756-1 2023年3月26日にオリジナルからアーカイブされました。2016年 12月18日 に取得 。↑ Crossen, Craig (2013年7月)「天の川の観測、パートI：いて座とさそり座」 Sky & Telescope 126 ( 1): 24. Bibcode : 2013S & T...126a..24C . ↑ Urton, Gary (1981). At the Crossroads of the Earth and the Sky: An Andean Cosmology . Latin American Monographs. Vol. 55. Austin: Univ. of Texas Pr. pp. 102–4 , 109–11 . ISBN 0-292-70349-X 。↑ スター、ミシェル（2020年7月14日）。 「宇宙を横断する巨大な銀河の壁が発見された」 。ScienceAlert 。 2021年2月5日のオリジナルから アーカイブ 。 2022年 5月5日 取得 。 ↑ Crumey, Andrew (2014). "人間のコントラスト閾値と天体の視認性" . Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 442 (3): 2600– 2619. arXiv : 1405.4209 . Bibcode : 2014MNRAS.442.2600C . doi : 10.1093/mnras/stu992 . S2CID 119210885 . ↑ Steinicke, Wolfgang ; Jakiel, Richard (2007). Galaxies and how to observe them . Astronomers' observation guides. Springer. p. 94. ISBN 978-1-85233-752-0 。↑ ファルキ、ファビオ。チンツァーノ、ピエラントニオ。ダン・デュリスコー。カイバ、クリストファーCM。エルヴィッジ、クリストファー・D.ボー、キンバリー。ポートノフ、ボリス A.リブニコワ、ナタリヤ A.フルゴーニ、リッカルド（2016年6月1日）。 「人工夜空の明るさの新世界アトラス」 。 科学の進歩 。 2 (6) e1600377。 arXiv : 1609.01041 。 Bibcode : 2016SciA....2E0377F 。 土井 ： 10.1126/sciadv.1600377 。 ISSN 2375-2548 。 PMC 4928945 。 PMID 27386582 。 ↑ ミラー、ジェームズ（2015年11月14日） 「天の川沿いに見られる星座はどれですか？」 2024年 8月13日 取得 。 ↑ 「銀河面 | COSMOS」 . astronomy.swin.edu.au . 2025年 7月9日 取得 。 ↑ 天の川の予報。 「天の川を見る方法：完全初心者ガイド」 。milkywayforecast.com 。 2026年 4月26日 取得 。 ↑ アリストテレス、WD ロス編、『アリストテレス全集』 …（オックスフォード、イングランド：クラレンドン・プレス、1931年）、第3巻、気象学 、EW ウェブスター訳、第1巻、第8部、 39-40頁。2016年4月11日に ウェイバックマシンに アーカイブ済み：「（2）アナクサゴラス、デモクリトス、および彼らの学派は、天の川は特定の星の光であり、地球によって太陽光線が遮られていると述べている。」 ↑ 「あなたの画像は何を示していますか」 。mo -www.harvard.edu 。 2023年3月15日のオリジナルから アーカイブ済み 。 2022年 10月20日 取得。 1 2 モンタダ、ジョゼップ・プイグ (2007 年 9 月 28 日)。 「イブン・バジャ」 。 スタンフォード哲学百科事典 。 2008 年 7 月 11 日 に取得 。 {{cite encyclopedia}}: CS1メンテナンス: アーカイブサービスは非推奨になりました (リンク)↑ アリストテレス（1931）。 著作集 。ウィリアム・デイヴィッド・ロス、ジョン・アレクサンダー・スミス訳。オックスフォード：クラレンドン・プレス。345ページ 。 ↑ Heidarzadeh, Tofigh (2008). 彗星の物理理論の歴史、アリストテレスからウィップルまで 。Springer. pp. 23 –25. ISBN 978-1-4020-8322-8 。↑ ジョン・J・オコナー; ロバートソン、エドマンド F. 、 「Abu Rayhan Muhammad ibn Ahmad al-Biruni」 、 MacTutor History of Mathematics Archive 、 セント アンドリュース大学 ↑ ラゲップ、ジャミル（1993）。 ( al-Tadhkira fi 'ilm al-hay' a ) 。ニューヨーク: Springer-Verlag。 p. 129.↑ Livingston, John W. (1971). "Ibn Qayyim al-Jawziyyah: A Fourteenth Century Defense against Astrological Divination and Alchemical Transmutation". Journal of the American Oriental Society . 91 (1): 96–103 [99]. doi : 10.2307/600445 . JSTOR 600445 . ↑ 「ガリレオ・ガリレイ - 伝記」 。 数学史。 2026年 4月29日 取得 。 1 2 3 Sanders, Robert H. 編 (2013)、「天の川銀河の発見」、 銀河の中心を明らかにする：天の川銀河とそのブラックホール 、ケンブリッジ：ケンブリッジ大学出版局、pp. 13–24 、 doi ： 10.1017/CBO9781139856546.002 、 ISBN 978-1-107-03918-6 ↑ エヴァンス、JC（1998年11月24日）。 「私たちの銀河」 。ジョージ・メイソン大学。 2007年 1月4日 取得 。 {{cite web}}: CS1メンテナンス: アーカイブサービスは非推奨になりました (リンク)↑ アビー、レニー。 「ロス伯爵とパーソンタウンのレヴィアタン」 。完全なるアマチュア天文学者。 2013年5月19日の オリジナルからアーカイブ 。 2007年 1月4日 に取得。 ↑ 参照： ロッセは、1845年に開催された英国科学振興協会の会合で、 渦巻銀河 （M51）の渦巻き構造を明らかにした。ロッセによるM51の図は、1846年に出版されたJPニコルの著書に掲載された。ロス伯爵（1846）。「星雲25ハーシェル、またはメシエカタログの61 ［ 51 ］ について」 。英国科学振興協会第15回会議報告。1845年6月にケンブリッジで開催。§各セクションへの雑多な通信の通知と要約 。英国科学振興協会会議報告（1833）：4。2021年3月10日にオリジナルからアーカイブ。2020年2月17日 に取得。 ニコル、ジョン・プリングル（1846）。『世界のシステムに関するいくつかの重要な点についての考察』 。スコットランド、エディンバラ：ウィリアム・テイト。23ページ。 2021年3月8日にオリジナルからアーカイブ。 2020年 2月17日 に取得 。 サウス、ジェームス（1846年）。「Auszug aus einem Berichte über Lord Rosse's grosses Telescop, den Sir James South in The Times, Nr. 18899, 1845 April 16 bekannt gemacht hat」[ サー・ジェームス・サウスがタイムズ紙（ロンドン）で知らせたロッセ卿の偉大な望遠鏡に関する報告書の抜粋。 18,899、1845 年 4 月 16 日] 。Astronomische Nachrichten (ドイツ語)。23 (536): 113–118 .土井 : 10.1002/asna.18460230802。2021年3月8日のオリジナルからアーカイブ。2020 年2 月 17 日 に取得 。 渦巻銀河 M51を観測した。第115欄には、「この夜に観測された最も有名な星雲は、りょうけん座の環状星雲、すなわちメシエカタログの51番目の星雲であり、548倍の倍率で星に分解された」と記されている。Robinson, TR (1845). 「ロス卿の望遠鏡について」。Proceedings of the Royal Irish Academy . 3 (50): 114–133 。2020年6月10日のオリジナルからアーカイブ。 2020年 2月17日 取得 。 ロッセ伯爵（1850）。「星雲に関する考察」。ロンドン王立協会哲学紀要 。140 （140）：499–514。doi ： 10.1098 / rstl.1850.0026 。 2023年 3月26日にオリジナルからアーカイブ。 2020年 2月17日 Bailey, ME; Butler, CJ; McFarland, J. (2005年4月) 「渦巻星雲の発見を解き明かす」 . Astronomy & Geophysics . 46 (2): 2.26 – 2.28 . doi : 10.1111/j.1468-4004.2005.46226.x . ↑ 参照： カプテイン、ヤコブス・コルネリウス（1906）。「恒星天文学における統計的方法」。ハワード・J・ロジャース編『芸術科学会議、セントルイス万国博覧会、1904年 』第 4巻、ボストンおよびニューヨーク：ホートン・ミフリン社、396～ 425頁。 2021年3月8日にオリジナルからアーカイブ。 2020年 2月6日 …これらの2つの主要な運動方向は、実際には正反対でなければならない。」Kapteyn, JC (1905). 「星の流れ」。英国科学振興協会第75回会議報告、南アフリカ 。英国科学振興協会会議報告（1833）：257–265 。2021年3月8日にオリジナルからアーカイブ。 2020年 2月6日 に取得 。 ↑ 参照： シュワルツシルト、K. (1907)。"Ueber die Eigenbewegungen der Fixsterne" [ 恒星の固有運動について] 。Nachrichten von der Königlichen Gesellschaft der Wissenschaften zu Göttingen (ゲッティンゲンの王立科学協会の報告) (ドイツ語)。5 : 614– 632。Bibcode : 1907NWGot...5..614S。2021年3月8日のオリジナルからアーカイブ。2020 年2 月 6 日 に取得 。 シュワルツシルト、K. (1908)。"Ueber die Bestimmung von Vertex und Apex nach der Ellipsoidhypothese aus einer geringeren Anzahl beobachteter Eigenbewegungen" [ 楕円体仮説による、少数の観察された固有運動からの頂点と頂点の決定について] 。Nachrichten von der Königlichen Gesellschaft der Wissenschaften zu Göttingen (ドイツ語): 191–200。2021 年 3月8 日時点のオリジナルからアーカイブ。2020 年2 月 6 日 に取得 。 ↑ カーティス、ヘバー D. (1917). 「渦巻星雲の新星と島宇宙論」 . 太平洋天文学会出版物 . 29 (171): 206– 207. Bibcode : 1917PASP...29..206C . doi : 10.1086/122632 . ↑ Curtis, HD (1988). "渦巻星雲の新星と島宇宙論" .Publications of the Astronomical Society of the Pacific . 100 : 6–7 . Bibcode : 1988PASP..100....6C . doi : 10.1086/132128 . ↑ ウィーバー、ハロルド F. 「ロバート・ジュリアス・トランプラー」 。米国科学アカデミー。 2007年 1月5日 取得 。 {{cite web}}: CS1メンテナンス: アーカイブサービスは非推奨になりました (リンク)↑ アラン・サンデイジ (1989)。 「エドウィン・ハッブル、1889–1953」。 カナダ王立天文協会の雑誌 。 83 (6): 351。 ビブコード : 1989JRASC..83..351S 。 ↑ ハッブル、EP (1929)。 「渦巻星雲を恒星系として捉える、メシエ31」 。 天体 物理 学ジャーナル 。69 : 103–158。Bibcode : 1929ApJ.... 69..103H。doi : 10.1086 / 143167 。 ↑ 「新しい天の川の地図は壮大な10億個の星の地図帳」 。2016年9月14日。 2016年9月15日の オリジナル からアーカイブ 。 2016年 9月15日 に取得。 ↑ 「Gaia > Gaia DR1」 。www.cosmos.esa.int 。 2016年9 月 15日にオリジナルから アーカイブ済み 。 2016年 9月15日 に取得。 ↑ Skibba, Ramin (2021年6月10日). 「銀河考古学者が天の川銀河の歴史を掘り下げる」 . Knowable Magazine . doi : 10.1146/knowable-060921-1 . S2CID 236290725. 2022年8月4日のオリジナルから アーカイブ済み 。 2022年 8月4日 に取得 。 ↑ オーバーバイ、デニス （2024年4月19日）。 「天の川の塵に覆われた磁石」 。 ニューヨーク・タイムズ 。 2024年 4月19日 取得 。 {{cite news}}: CS1メンテナンス: アーカイブサービスは非推奨になりました (リンク)↑ Alves, João; Zucker, Catherine; Goodman, Alyssa A.; Speagle, Joshua S.; Meingast, Stefan; Robitaille, Thomas; Finkbeiner, Douglas P.; Schlafly, Edward F.; Green, Gregory M. (2020年1月7日). "太陽近傍の銀河規模のガス波". Nature . 578 (7794): 237–239 . arXiv : 2001.08748 . Bibcode : 2020Natur.578..237A . doi : 10.1038/s41586-019-1874- z . PMID 31910431. S2CID 210086520 . 1 2 Boehle, A.; Ghez, AM; Schödel, R.; Meyer, L.; Yelda, S.; Albers, S.; Martinez, GD; Becklin, EE; Do, T.; Lu, JR; Matthews, K.; Morris, MR; Sitarski, B.; Witzel, G. (2016 年 10 月 3 日). "多星軌道解析による SGR A* の改良された距離と質量の推定" (PDF) . The Astrophysical Journal . 830 (1): 17. arXiv : 1607.05726 . Bibcode : 2016ApJ...830...17B . doi : 10.3847/0004-637X/830/1/17 . hdl : 10261/147803 . S2CID 307657 . 2017年12月2日にオリジナルから アーカイブ （PDF） 。 2018年 7月31日 に取得。 ↑ Majaess, DJ; Turner, DG; Lane, DJ (2009). "Characteristics of the Galaxy according to Cepheids" . Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 398 (1): 263– 270. arXiv : 0903.4206 . Bibcode : 2009MNRAS.398..263M . doi : 10.1111/j.1365-2966.2009.15096.x . S2CID 14316644 . ↑ English, Jayanne (2000年1月14日). 「星々の間の物質を暴く」 . ハッブルニュースデスク. 2007年7月7日のオリジナルから アーカイブ済み. 2007年 5月10日 取得 . ↑ マレン、レスリー（2001年5月18日）。 「銀河の居住可能領域」 。NAI 特集アーカイブ 。NASA宇宙生物学研究所。 2013年4月9日の オリジナルからアーカイブ。 2013年 5月9日 取得 。 ↑ Sundin, M. (2006). "棒状銀河における銀河居住可能領域". International Journal of Astrobiology . 5 (4): 325–326 . Bibcode : 2006IJAsB...5..325S . doi : 10.1017/S1473550406003065 . S2CID 122018103 . ↑ 「等級」 。国立太陽観測所 - サクラメント・ピーク。 2008年2月6日の オリジナルからアーカイブ済み。 2013年 8月9日 取得 。 ↑ムーア、パトリック ； リース、ロビン（2014）。 パトリック・ムーアの天文学データブック （第2 版）。ケンブリッジ大学出版局。p. 4。ISBN 978-1-139-49522-6 2017年2月15日にオリジナルからアーカイブされました。↑ Gillman, M.; Erenler, H. (2008). "銀河の絶滅サイクル" (PDF) . International Journal of Astrobiology . 7 (1): 17. Bibcode : 2008IJAsB...7...17G . CiteSeerX 10.1.1.384.9224 . doi : 10.1017/S1473550408004047 . S2CID 31391193 . 2019年6月1日にオリジナルから アーカイブ (PDF) 。 2018年 7月31日 に取得 。 ↑ Overholt, AC; Melott, AL; Pohl, M. (2009). "地球の気候変動と銀河の渦状腕の通過との関連性の検証". The Astrophysical Journal . 705 (2): L101– L103. arXiv : 0906.2777 . Bibcode : 2009ApJ...705L.101O . doi : 10.1088/0004-637X/705/2/L101 . S2CID 734824 . 1 2 Sparke, Linda S. ; Gallagher, John S. (2007). Galaxies in the Universe: An Introduction . Cambridge University Press. p. 90. ISBN 978-1-139-46238-9 。↑ ガーリック、マーク・アントニー（2002）。 太陽系の物語 。ケンブリッジ大学出版局 。46 ページ 。ISBN 978-0-521-80336-6 。↑ 「太陽系の『鼻』が発見される。さそり座を狙う」 。2011年4月8日。2015年9月7日に オリジナル からアーカイブ済み 。 ↑ Blaauw, A.; et al. (1960), "The new IAU system of galactic coordinates (1958 revision)", Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , 121 (2): 123– 131, Bibcode : 1960MNRAS.121..123B , doi : 10.1093/mnras/121.2.123 1 2 Wilson, Thomas L.; et al. (2009), Tools of Radio Astronomy , Springer Science & Business Media, Bibcode : 2009tra..book.....W , ISBN 978-3-540-85121-9 2016年4月26日にオリジナルからアーカイブされました1 2 Kiss, Cs; Moór, A.; Tóth, LV (2004 年 4 月)。 「第 2 銀河象限の遠赤外線ループ」 (PDF) 。 天文学と天体物理学 。418 : 131– 141。arXiv : astro-ph/0401303 。Bibcode : 2004A & A ...418..131K 。doi : 10.1051/0004-6361 : 20034530 。S2CID 7825138 。2010 年8 月 17 日 取得 。 1 2 Lampton, M.; et al. (1997 年 2 月). "An All-Sky Catalog of Faint Extreme Ultraviolet Sources" . The Astrophysical Journal Supplement Series . 108 (2): 545– 557. Bibcode : 1997ApJS..108..545L . doi : 10.1086/312965 . ↑ van Woerden, Hugo; Strom, Richard G. (2006年6月) 「オランダにおける電波天文学の始まり」 (PDF) . Journal of Astronomical History and Heritage . 9 (1): 3– 20. Bibcode : 2006JAHH....9....3V . doi : 10.3724/SP.J.1440-2807.2006.01.01 . S2CID 16816839 . 2010年9月19日に オリジナル (PDF) からアーカイブ済み 。 1 2 Sale, SE; et al. (2010). "IPHAS初期A型星によって明らかになった銀河円盤外側の構造" . Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 402 (2): 713– 723. arXiv : 0909.3857 . Bibcode : 2010MNRAS.402..713S . doi : 10.1111/j.1365-2966.2009.15746.x . S2CID 12884630 . ↑ 「銀河の次元」 。ned.ipac.caltech.edu 。 2022 年 9月27日にオリジナルから アーカイブ済み 。 2022年 8月22日 に取得。 ↑ Goodwin, SP; Gribbin, J.; Hendry, MA (1997年4月22日). "天の川は平均的な螺旋にすぎない". arXiv : astro-ph/9704216 . ↑ カストロ・ロドリゲス、N.;ロペス・コレドイラ、M.サンチェス・サーベドラ、ミシガン州;バッタナー、E. (2002)。 「可視および電波における銀河の固有パラメータとのワープと相関」。 天文学と天体物理学 。 391 (2): 519–530。arXiv : astro - ph/ 0205553 。 ビブコード : 2002A & A...391..519C 。 土井 : 10.1051/0004-6361:20020895 。 S2CID 17813024 。 ↑ Goodwin, SP; Gribbin, J.; Hendry, MA (1997年4月30日). 「地球の平凡性の原理を用いたハッブルパラメータの新しい決定」. arXiv : astro-ph/9704289 . ↑ 「宇宙の大きさはどれくらいか：天の川銀河の横幅はどれくらいか？」 。 ハーバード・スミソニアン天体物理学センターで開催されたNASA-スミソニアン教育フォーラム「宇宙の構造と進化」。 2013 年3月5日のオリジナルから アーカイブ。 2013年 3月13日 に取得 。 ↑ Newberg, Heidi Jo; et al. (2015年3月1日). "天の川銀河の円盤におけるリングと放射状波". The Astrophysical Journal . 801 (2): 105. arXiv : 1503.00257 . Bibcode : 2015ApJ...801..105X . doi : 10.1088/0004-637X/801/2/105 . S2CID 119124338 . ↑ Mary L. Martialay (2015年3月11日) 「波打つ銀河 ― 天の川銀河はこれまで推定されていたよりもはるかに大きい可能性がある」 (プレスリリース)。 レンセラー工科大学。2015年3月13日の オリジナル からアーカイブ 。 ↑ Sheffield, Allyson A.; Price-Whelan, Adrian M.; Tzanidakis, Anastasios; Johnston, Kathryn V.; Laporte, Chervin FP; Sesar, Branimir (2018). "A Disk Origin for the Monoceros Ring and A13 Stellar Overdensities" . The Astrophysical Journal . 854 (1): 47. arXiv : 1801.01171 . Bibcode : 2018ApJ...854...47S . doi : 10.3847/1538-4357/aaa4b6 . S2CID 118932403 . ↑ デビッド・フリーマン（2018年5月25日） 「天の川銀河は私たちが考えていたよりもはるかに大きいかもしれない」 （プレスリリース）。CNBC 。 2018 年8月13日のオリジナルから アーカイブ。 2018年 8月13日 に取得 。 ↑ エリザベス・ハウエル (2018年7月2日)。 「光速で天の川を横断するには20万年かかる」 。Space.com 。 2020 年4月16日のオリジナルから アーカイブ。 2020年 5月31日 取得 。 ↑ Coffey, Jeffrey. 「天の川銀河の大きさはどれくらいか？」 Universe Today . 2013年9月24日の オリジナルからアーカイブ済み。 2007年 11月28日 取得 。 ↑ Rix, Hans-Walter; Bovy, Jo (2013). "The Milky Way's Stellar Disk". The Astronomy and Astrophysics Review . 21 61. arXiv : 1301.3168 . Bibcode : 2013A & ARv..21...61R . doi : 10.1007/s00159-013-0061-8 . S2CID 117112561 . ↑ Bobylev, VV; Baykova, AT (2023年8月) 「天の川銀河の質量に関する最新の推定値」 . Astronomy Reports . 67 (8): 812– 823. Bibcode : 2023ARep...67..812B . doi : 10.1134/S1063772923080024 . ISSN 1063-7729 . ↑ Karachentsev, ID; Kashibadze, OG (2006). "局所速度場の歪みから推定される局所銀河群とM81銀河群の質量". Astrophysics . 49 (1): 3– 18. Bibcode : 2006Ap.....49....3K . doi : 10.1007/s10511-006-0002-6 . S2CID 120973010 . ↑ ヴァイントゥルーブ、アリーナ (2000)。 「天の川銀河の質量」 。 物理学ファクトブック 。 2014年8月13日の オリジナルからアーカイブ済み 。 2007年 5月9日 取得。 ↑ Battaglia, G.; et al. (2005). "銀河ハローの視線速度分散プロファイル：天の川のダークハローの密度プロファイルの制約" . Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 364 (2): 433– 442. arXiv : astro-ph/0506102 . Bibcode : 2005MNRAS.364..433B . doi : 10.1111/j.1365-2966.2005.09367.x . S2CID 15562509 . ↑ フィンリー、デイブ、アギラール、デイビッド（2009年1月5日）。 「天の川銀河はより速く回転し、より質量が大きいことが新たな測定で判明」 （プレスリリース）。国立電波天文台。 2014年8月8日の オリジナルからアーカイブ。 2009年 1月20日 取得 。 ↑ Reid, MJ; et al. (2009). "大質量星形成領域の三角視差。VI. 銀河構造、基本パラメータ、および非円運動". The Astrophysical Journal . 700 (1): 137– 148. arXiv : 0902.3913 . Bibcode : 2009ApJ...700..137R . doi : 10.1088/0004-637X/700/1/137 . S2CID 11347166 . ↑ Gnedin, OY; et al. (2010). "銀河の質量プロファイル（80 kpcまで）". The Astrophysical Journal . 720 (1): L108– L112. arXiv : 1005.2619 . Bibcode : 2010ApJ...720L.108G . doi : 10.1088/2041-8205/720/1/L108 . S2CID 119245657 . 1 2 Peñarrubia, Jorge; et al. (2014). "局所宇宙膨張の動的モデル" . Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 433 (3): 2204– 2222. arXiv : 1405.0306 . Bibcode : 2014MNRAS.443.2204P . doi : 10.1093/mnras/stu879 . S2CID 119295582 . ↑ Grand, Robert J J.; Deason, Alis J.; White, Simon D M.; Simpson, Christine M.; Gómez, Facundo A.; Marinacci, Federico; Pakmor, Rüdiger (2019). "The effects of dynamical substructure on Milky Way mass estimates from the high-velocity tail of the local stellar halo" . Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: Letters . 487 (1): L72– L76. arXiv : 1905.09834 . Bibcode : 2019MNRAS.487L..72G . doi : 10.1093/mnrasl/slz092 . S2CID 165163524 . 1 2 McMillan, PJ (2011年7月) 「天の川の質量モデル」 . 王立天文学会月報 . 414 (3): 2446– 2457. arXiv : 1102.4340 . Bibcode : 2011MNRAS.414.2446M . doi : 10.1111/j.1365-2966.2011.18564.x . S2CID 119100616 . ↑ McMillan, Paul J. (2017年2月11日). 「天の川の質量分布と重力ポテンシャル」 . 王立天文学会月報 . 465 (1): 76–94 . arXiv : 1608.00971 . Bibcode : 2017MNRAS.465...76M . doi : 10.1093/mnras/stw2759 . S2CID 119183093 . ↑ Slobodan Ninković (2017年4月) 「天の川銀河の質量分布と重力ポテンシャル」 Open Astronomy . 26 (1): 1– 6. Bibcode : 2017OAst...26....1N . doi : 10.1515/astro-2017-0002 . ↑ Phelps, Steven; et al. (2013 年 10 月). "最小作用法を用いた天の川銀河と M31 の質量". The Astrophysical Journal . 775 (2): 102– 113. arXiv : 1306.4013 . Bibcode : 2013ApJ...775..102P . doi : 10.1088/0004-637X/775/2/102 . S2CID 21656852 . 102. ↑ Licquia, Timothy; Newman, J. (2013). "Improved Constraints on the Total Stellar Mass, Color, and Luminosity of the Milky Way". American Astronomical Society, AAS Meeting #221, #254.11 . 221 : 254.11. Bibcode : 2013AAS...22125411L . 1 2 3 「星間媒体」 。 2015年4月19日に オリジナル からアーカイブ済み 。 2015年 5月2日 に取得。 1 2 「講義7：天の川：ガス」 （PDF） 。 2015年7月8日に オリジナル （PDF） からアーカイブ 。 2015年 5月2日 に取得。 ↑ Jiao, Y.-J.; Hammer, F.; Wang, H.-F.; Wang, J.-L.; Amram, P.; Chemin, L.; Yang, Y.-B. (2023年9月27日). "天の川銀河の回転曲線におけるケプラー減少の検出" . Astronomy & Astrophysics . 678 . EDP Sciences: A208. arXiv : 2309.00048 . Bibcode : 2023A & A...678A.208J . doi : 10.1051/0004-6361/202347513 . ISSN 0004-6361 . ↑ McGaugh, Stacy S. (2018年8月1日). "銀河中心からの正確な距離を求めるための精密な天の川回転曲線モデル" . Research Notes of the AAS . 2 (3): 156. arXiv : 1808.09435 . Bibcode : 2018RNAAS...2..156M . doi : 10.3847/2515-5172/aadd4b . ISSN 2515-5172 . ↑ McClure-Griffiths, NM; Dickey, John M. (2007年12月10日). "天の川の運動学。I. 第4象限の準中心点での測定" . The Astrophysical Journal . 671 (1): 427– 438. arXiv : 0708.0870 . Bibcode : 2007ApJ...671..427M . doi : 10.1086/522297 . ISSN 0004-637X . 2026年 1月2日 取得 . ↑ McClure-Griffiths, NM; Dickey, John M. (2016年11月10日). "MILKY WAY KINEMATICS. II. A UNIFORM INNER GALAXY H i TERMINAL VELOCITY CURVE" . The Astrophysical Journal . 831 (2): 124. arXiv : 1608.03683 . Bibcode : 2016ApJ...831..124M . doi : 10.3847/0004-637X/831/2/124 . ISSN 0004-637X . ↑ Eilers, Anna-Christina; Hogg, David W.; Rix, Hans-Walter; Ness, Melissa K. (2019年1月20日). "天の川銀河の5～25 kpcの円速度曲線" . The Astrophysical Journal . 871 (1): 120. arXiv : 1810.09466 . Bibcode : 2019ApJ...871..120E . doi : 10.3847/1538-4357/aaf648 . ISSN 0004-637X . ↑ McGaugh, Stacy S. (2019年11月1日). 「銀河回転曲線における渦状腕の痕跡」 . The Astrophysical Journal . 885 (1): 87. arXiv : 1909.11158 . Bibcode : 2019ApJ...885...87M . doi : 10.3847/1538-4357/ab479b . ISSN 0004-637X . ↑ Portail, Matthieu; Gerhard, Ortwin; Wegg, Christopher; Ness, Melissa (2017年2月21日) 「 銀河バルジと棒状 構造 の動的モデリング：天の川銀河のパターン速度、恒星および暗黒物質の質量分布」 。Monthly Notices of the Royal Astronomical Society。465 (2): 1621–1644。doi : 10.1093/mnras / stw2819。ISSN 0035-8711 。 ↑ リード、MJ;メンテン、KM;ブルンターラー、A.鄭、XW。デイム、TM;徐、Y。リー、J。酒井直也；ウー、Y.イマー、Ｋ．張、Ｂ．サンナ、A.モスカデリ、L.ライグル、KLJ;バートキェヴィッツ、A.胡、Ｂ．キロガ・ヌニェス、LH;ホーチミン州ファン・ランゲベルデ（2019年11月10日）。 「大質量星形成領域の三角視差: 私たちの天の川の見方」 . 天体物理学ジャーナル 。 885 (2): 131.arXiv : 1910.03357 。 Bibcode : 2019ApJ...885..131R 。 doi : 10.3847/1538-4357/ab4a11 . ISSN 0004-637X . ↑ Bird, Sarah A; Xue, Xiang-Xiang; Liu, Chao; Flynn, Chris; Shen, Juntai; Wang, Jie; Yang, Chengqun; Zhai, Meng; Zhu, Ling; Zhao, Gang; Tian, Hai-Jun (2022年8月29日). "LAMOST、SDSS/SEGUE、およびGaiaを使用したK型巨星とBHB星による天の川銀河の質量 ：3D球面ジーンズ方程式とトレーサー質量推定器" . Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 516 (1): 731– 748. doi : 10.1093/mnras/stac2036 . ISSN 0035-8711 . 2026年 1月2日 取得 。 ↑ Wang, WenTing; Han, JiaXin; Cautun, Marius; Li, ZhaoZhou; Ishigaki, Miho N. (2020). "The mass of our Milky Way" . Science China Physics, Mechanics & Astronomy . 63 (10) 109801. arXiv : 1912.02599 . Bibcode : 2020SCPMA..6309801W . doi : 10.1007/s11433-019-1541-6 . ISSN 1674-7348 . 2026年 1月2日 取得 . ↑ Watkins, Laura L.; van der Marel, Roeland P.; Sohn, Sangmo Tony; Wyn Evans, N. (2019年3月12日). "Gaia DR2ハロー球状星団の動きから得られた中間質量天の川の証拠" . The Astrophysical Journal . 873 (2): 118. arXiv : 1804.11348 . Bibcode : 2019ApJ...873..118W . doi : 10.3847/1538-4357/ab089f . ISSN 1538-4357 . ↑ Camarillo, Tia; Dredger, Pauline; Ratra, Bharat (2018 年 5 月 4 日). "銀河回転速度の中央値統計推定". Astrophysics and Space Science . 363 (12): 268. arXiv : 1805.01917 . Bibcode : 2018Ap & SS.363..268C . doi : 10.1007/s10509-018-3486-8 . S2CID 55697732 . ↑ クーペリス、テオ；クーン、カール F. (2007)。 『宇宙への探求』 。ジョーンズ＆バートレット出版社 。492 ページ 、図16-13。ISBN 978-0-7637-4387-1 。↑ ピーター・シュナイダー (2006). 銀河系外天文学と宇宙論 . Springer. p. 413. ISBN 978-3-540-33174-2 2023年3月26日にオリジナルからアーカイブされました。2020年 10月27日 に取得 。↑ 「ネッド ・ ライトの宇宙論チュートリアル パート1」 。www.astro.ucla.edu 。2017年7月21日。 2025年 5月19日 取得 。 ↑ 「銀河の速度：40年にわたる謎の終焉」 CEA /The Knowledge Factory 。2017年1月31日。 2022年6月2日にオリジナルから アーカイブ 。 2022年 5月5日 に取得。 ↑ 「天の川銀河は、ダイポール反発器と呼ばれる空洞によって宇宙空間を押し進められている」 。Wired UK 。 2019年1月6日のオリジナルから アーカイブ。 2022年 5月5日 取得 。 ↑ Kocevski, DD; Ebeling, H. (2006). "On the origin of the Local Group's peculiar velocity". The Astrophysical Journal . 645 (2): 1043– 1053. arXiv : astro-ph/0510106 . Bibcode : 2006ApJ...645.1043K . doi : 10.1086/503666 . S2CID 2760455 . ↑ Peirani, S; Defreitaspacheco, J (2006). "銀河群の質量決定：宇宙定数の影響". New Astronomy . 11 (4): 325– 330. arXiv : astro-ph/0508614 . Bibcode : 2006NewA...11..325P . doi : 10.1016/j.newast.2005.08.008 . S2CID 685068 . ↑ Villard, Ray (2012年1月11日) 「調査によると天の川銀河には少なくとも1000億個の惑星が存在する」 HubbleSite.org。 2014年7月23日の オリジナル からアーカイブ。 2012年 1月11日 に取得 。 ↑ ヤング、ケリー（2006年6月6日） 「アンドロメダ銀河には1兆個の星が存在する」 。 ニュー・サイエンティスト 。 2011年1月5日のオリジナルから アーカイブ済み 。 2006年 6月8日 取得。 ↑ 「ブラックホール｜科学ミッション局」 。NASA 。 2017年11月17日のオリジナルから アーカイブ 。 2018年 4月5日 取得 。 ↑ Oka, Tomoharu; Tsujimoto, Shiho; Iwata, Yuhei; Nomura, Mariko; Takekawa, Shunya (2017 年 10 月). "天の川銀河の中間質量ブラックホール候補からのミリ波放射" . Nature Astronomy . 1 (10): 709–712 . arXiv : 1707.07603 . Bibcode : 2017NatAs...1..709O . doi : 10.1038/s41550-017-0224-z . ISSN 2397-3366 . S2CID 119400213. 2022 年 4 月 24 日のオリジナルから アーカイブ済み 。2022 年 4 月 24 日 取得 。 ↑ Napiwotzki, R. (2009). 銀河系における白色矮星の集団。Journal of Physics: Conference Series (Vol. 172, No. 1, p. 012004). IOP Publishing. ↑ 「NASA – 中性子星」 。NASA 。 2018年9月 8日にオリジナルから アーカイブ済み 。 2018年 4月5日 に取得。 1 2 Levine, ES; Blitz, L.; Heiles, C. (2006). "The spiral structure of the outer Milky Way in hydrogen". Science . 312 (5781): 1773– 1777. arXiv : astro-ph/0605728 . Bibcode : 2006Sci...312.1773L . doi : 10.1126/science.1128455 . PMID 16741076 . S2CID 12763199 . ↑ Dickey, JM; Lockman, FJ (1990). "HI in the Galaxy". Annual Review of Astronomy and Astrophysics . 28 : 215–259 . Bibcode : 1990ARA & A..28..215D . doi : 10.1146/annurev.aa.28.090190.001243 . ↑ Savage, BD; Wakker, BP (2009). "遷移温度プラズマの下部銀河ハローへの拡張". The Astrophysical Journal . 702 (2): 1472– 1489. arXiv : 0907.4955 . Bibcode : 2009ApJ...702.1472S . doi : 10.1088/0004-637X/702/2/1472 . S2CID 119245570 . ↑ Connors, Tim W.; Kawata, Daisuke; Gibson, Brad K. (2006). "N体シミュレーションによるマゼランストリームの解析" . Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 371 (1): 108– 120. arXiv : astro-ph/0508390 . Bibcode : 2006MNRAS.371..108C . doi : 10.1111/j.1365-2966.2006.10659.x . S2CID 15563258 . ↑ Coffey, Jerry (2017年5月11日). "Absolute Magnitude" . 2011年9月13日の オリジナル からアーカイブ済み。 ↑ Karachentsev, Igor D.; Karachentseva, Valentina E.; Huchtmeier, Walter K.; Makarov, Dmitry I. (2003). "近隣銀河カタログ" . The Astronomical Journal . 127 (4): 2031– 2068. Bibcode : 2004AJ....127.2031K . doi : 10.1086/382905 . ↑ ボレンスタイン、セス（2011年2月19日） 「宇宙調査で銀河系に多数の惑星が発見される」 ワシントン ・ポスト 。AP 通信 。 {{cite news}}: CS1メンテナンス: アーカイブサービスは非推奨になりました (リンク)↑ Sumi, T.; et al. (2011). "重力マイクロレンズ法によって検出された、束縛されていない、または遠方の惑星質量集団". Nature . 473 ( 7347): 349–352 . arXiv : 1105.3544 . Bibcode : 2011Natur.473..349S . doi : 10.1038/nature10092 . PMID 21593867. S2CID 4422627 . ↑ 「自由浮遊惑星は恒星よりも多いかもしれない」 。カリフォルニア州パサデナ：NASAジェット推進研究所。2011年2月18日。 2011年5月22日の オリジナルからアーカイブ 。研究チームは、自由浮遊惑星の数は恒星の約2倍であると推定している。 ↑ 「天の川銀河には地球サイズの異星惑星が170億個存在する」 Space.com 2013年1月7日。 2014年10月6日に オリジナル からアーカイブ済み。 2013年 1月8日 閲覧 。 ↑ Overbye, Dennis (2013年11月4日). 「地球のような遠い惑星が銀河に点在」 . ニューヨーク・タイムズ . 2013年11月5日のオリジナルから アーカイブ済み . 2013年 11月5日 に取得。 ↑ Petigura, Eric A.; Howard, Andrew W.; Marcy, Geoffrey W. (2013 年 10 月 31 日). 「太陽のような恒星を周回する地球サイズの惑星の普及率」 . 米国科学アカデミー紀要 . 110 (48): 19273– 19278. arXiv : 1311.6806 . Bibcode : 2013PNAS..11019273P . doi : 10.1073/pnas.1319909110 . PMC 3845182 . PMID 24191033 . ↑ ボレンスタイン、セス（2013年11月4日）。 「天の川銀河には数十億個の地球サイズの惑星がひしめき合っている」 。AP 通信 。ハフィントンポスト。 2014年11月4日のオリジナルより アーカイブ。 ↑ Khan, Amina (2013年11月4日) 「天の川銀河には数十億個の地球サイズの惑星が存在する可能性がある」 ロサンゼルス ・タイムズ 。 2013年11月6日のオリジナルから アーカイブ。 2013年 11月5日 閲覧 。 ↑ Anglada-Escudé, Guillem; Amado, Pedro J.; Barnes, John; et al. (2016). "プロキシマ・ケンタウリの周囲を温帯軌道で周回する地球型惑星候補" . Nature . 536 (7617): 437–440 . arXiv : 1609.03449 . Bibcode : 2016Natur.536..437A . doi : 10.1038/nature19106 . PMID 27558064. S2CID 4451513. 2021年10月 3日にオリジナルから アーカイブ済み 。 2021年 9月11日 に 取得 。 ↑ " 2013 2013年 1月8日 閲覧 。↑ Overbye, Dennis (2020年11月5日). 「もう一つの地球をお探しですか？3億個あるかもしれません ― NASAのケプラー宇宙望遠鏡のデータの新しい分析により、この銀河に存在すると考えられる居住可能な系外惑星の数が増加しました」 . ニューヨーク・タイムズ . 2020年11月5日のオリジナルから アーカイブ済み 。 2020年 11月5日 に取得。 ↑ Fang, Ke; Gallagher, John S.; Halzen, Francis (2024年2月) 「IceCube銀河面観測により 、 天の川銀河はニュートリノ砂漠であることが明らかになった」 Nature Astronomy . 8 (2): 241–246 . arXiv : 2306.17275 . Bibcode : 2024NatAs...8..241F . doi : 10.1038/s41550-023-02128-0 . ISSN 2397-3366 . ↑ 「天の川は歪んでいる」 。phys.org。 2019 年 2月7日のオリジナルから アーカイブ済み 。 2019年 2月22日 取得。 ↑ Chen, Xiaodian; Wang, Shu; Deng, Licai; de Grijs, Richard; Liu, Chao; Tian, Hao (2019年2月4日). 「古典的なケフェイド変光星によって追跡された銀河のワープの歳差運動の直感的な3Dマップ」. Nature Astronomy . 3 (4): 320– 325. arXiv : 1902.00998 . Bibcode : 2019NatAs...3..320C . doi : 10.1038/s41550-018-0686-7 . ISSN 2397-3366 . S2CID 119290364 . ↑ ジェラール・ド・ヴォークルール（1964）「銀河系内領域の速度分布の解釈」 2019年2月3日にウェイバックマシン に アーカイブ済み ↑ Peters, WL III. (1975), Models for the inner regions of the Galaxy. I 2019年2月3日にWayback Machine に アーカイブ済み ↑ Hammersley, PL; Garzon, F.; Mahoney, T.; Calbet, X. (1994), Infrared Signatures of the Inner Spiral Arms and Bar 2019年2月3日にWayback Machine に アーカイブ済み ↑ マギー・マッキー（2005年8月16日） 「天の川銀河の中心にあるバーが明らかに」 ニュー・サイエンティスト 。 2014年10月9日の オリジナル からアーカイブ。 2009年 6月17日 取得 。 1 2 Chou, Felicia; Anderson, Janet; Watzke, Megan (2015年1月5日). "リリース15-001 – NASAのチャンドラが天の川銀河のブラックホールからの記録破りの爆発を検出" . NASA . 2015年1月6日のオリジナルから アーカイブ済み 。 2015年 1月6日 に取得。 1 2 Gillessen, S.; et al. (2009). "銀河中心の巨大ブラックホールの周りの恒星軌道の監視". Astrophysical Journal . 692 (2): 1075– 1109. arXiv : 0810.4674 . Bibcode : 2009ApJ...692.1075G . doi : 10.1088/0004-637X/692/2/1075 . S2CID 1431308 . ↑ Reid, MJ; et al. (2009年11月). "Sgr B2の三角視差". The Astrophysical Journal . 705 (2): 1548–1553 . arXiv : 0908.3637 . Bibcode : 2009ApJ...705.1548R . doi : 10.1088/0004-637X/705/2/1548 . S2CID 1916267 . 1 2 Vanhollebeke, E.; Groenewegen, MAT; Girardi, L. (2009 年 4 月). "銀河バルジの恒星集団。TRILEGAL による銀河バルジのモデリング". Astronomy and Astrophysics . 498 (1): 95– 107. arXiv : 0903.0946 . Bibcode : 2009A & A...498...95V . doi : 10.1051/0004-6361/20078472 . S2CID 125177722 . 1 2 3 4 Majaess, D. (2010 年 3 月). 「天の川銀河の中心までの距離とその構造について」 Acta Astronomica . 60 (1): 55. arXiv : 1002.2743 . Bibcode : 2010AcA....60...55M . ↑ Grant, J.; Lin, B. (2000). "The Stars of the Milky Way" . Fairfax Public Access Corporation. 2007年6月11日のオリジナルから アーカイブ済み 。 2007年 5月9日 取得。 ↑ Shen, J.; Rich, RM; Kormendy, J.; Howard, CD; De Propris, R.; Kunder, A. (2010). "Our Milky Way As a Pure-Disk Galaxy – A Challenge for Galaxy Formation". The Astrophysical Journal . 720 (1): L72– L76. arXiv : 1005.0385 . Bibcode : 2010ApJ...720L..72S . doi : 10.1088/2041-8205/720/1/L72 . S2CID 118470423 . ↑ Ciambur, Bogdan C.; Graham, Alister W. ; Bland-Hawthorn, Joss (2017). "Quantifying the (X/peanut)-shaped structure of the Milky Way – new constraints on the bar geometry" . Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 471 (4): 3988. arXiv : 1706.09902 . Bibcode : 2017MNRAS.471.3988C . doi : 10.1093/mnras/stx1823 . S2CID 119376558 . ↑ ジョーンズ、マーク H.、ラムボーン、ロバート J.、アダムス、デイビッド ジョン (2004)。 銀河 と宇宙論入門 。ケンブリッジ大学出版局。50–51 ページ 。ISBN 978-0-521-54623-2 2023年3月26日にオリジナルからアーカイブされました。2020年 8月23日 に取得 。1 2 Ghez, AM; et al. (2008 年 12 月). 「恒星の軌道を用いて天の川銀河の中心にある超大質量ブラックホールの距離と特性を測定する」 The Astrophysical Journal . 689 (2): 1044– 1062. arXiv : 0808.2870 . Bibcode : 2008ApJ...689.1044G . doi : 10.1086/592738 . S2CID 18335611 . 1 2 ワン、クイーンズランド州;マサチューセッツ州ノワク。マルコフ、SB;バガノフ、FK;ナヤクシン、S.ユアン、F.クアドラ、J.デイビス、J.デクスター、J.ファビアン、AC;グロッソ、N.ハガード、D.ホック、J.ジー、L.リー、Ｚ．ニールセン、J.ポーケット、D.リップル、F.シェルバコフ、RV (2013)。 「私たちの銀河の中心の周りにあるX線を放出するガスを解剖する」。 科学 。 341 (6149 ) : 981–983.arXiv : 1307.5845 。 Bibcode : 2013Sci...341..981W 。 土井 ： 10.1126/science.1240755 。 PMID 23990554 . S2CID 206550019 . ↑ Blandford, RD (1998年8月8日～12日)。 銀河核における巨大ブラックホールの起源と進化 。銀河ダイナミクス、ラトガース大学で開催された会議の議事録、ASP会議シリーズ。第182巻。ラトガース大学（1999年8 月 発行）。arXiv ： astro -ph/9906025。Bibcode ： 1999ASPC..182 ...87B 。 ↑ Frolov, Valeri P.; Zelnikov, Andrei (2011). 『ブラックホール物理学入門 』 オックスフォード大学出版局、 11、36頁 。ISBN 978-0-19-969229-3 2016年8月10日にオリジナルからアーカイブされました。↑ Cabrera-Lavers, A.; et al. (2008 年 12 月). 「UKIDSS 銀河面サーベイで観測された長い銀河棒」. Astronomy and Astrophysics . 491 (3): 781–787 . arXiv : 0809.3174 . Bibcode : 2008A & A...491..781C . doi : 10.1051/0004-6361:200810720 . S2CID 15040792 . ↑ Nishiyama, S.; et al. (2005). "A distinct structure inside the Galactic bar". The Astrophysical Journal . 621 (2): L105. arXiv : astro-ph/0502058 . Bibcode : 2005ApJ...621L.105N . doi : 10.1086/429291 . S2CID 399710 . ↑ Alcock, C.; et al. (1998). "MACHOデータベースによる銀河バルジのRR Lyrae型変光星の集団：平均色と等級" . The Astrophysical Journal . 492 (2): 190– 199. Bibcode : 1998ApJ...492..190A . doi : 10.1086/305017 . ↑ Kunder, A.; Chaboyer, B. (2008). "光度曲線からのマッチョ銀河バルジRR0 Lyrae型変光星の金属量解析". The Astronomical Journal . 136 (6): 2441–2452 . arXiv : 0809.1645 . Bibcode : 2008AJ....136.2441K . doi : 10.1088/0004-6256/136/6/2441 . S2CID 16046532 . ↑ 「はじめに：銀河リングサーベイ」 。ボストン大学。2005年9月12日。 2007年7月13日にオリジナルから アーカイブ済み 。 2007年 5月10日 取得。 ↑ Bhat, CL; Kifune, T.; Wolfendale, AW (1985年11月21日)「宇宙線による銀河のX線リッジの説明」 Nature . 318 (6043): 267–269 . Bibcode : 1985Natur.318..267B . doi : 10.1038/318267a0 . S2CID 4262045 . ↑ Wright, Katherine (2023). "Milky Way Viewed through Neutrinos" . Physics . 16 115. Physics 16, 115 (2023年6月29日). Bibcode : 2023PhyOJ..16..115W . doi : 10.1103/Physics.16.115 . 倉橋ニールソンは、カスケードニュートリノを使用して天の川をマッピングするというアイデアを2015年に初めて思いついた。 ↑ チャン、ケネス（2023年6月29日） 「ニュートリノが銀河の幽玄な地図を作る ― 天文学者たちは新しい技術を用いて 、 初めて銀河系内で発生したニュートリノを検出した」 ニューヨーク・タイムズ 。 2023年 6月30日 閲覧 。 {{cite news}}: CS1メンテナンス: アーカイブサービスは非推奨になりました (リンク)↑ IceCube Collaboration (2023 年 6 月 29日)。 「 銀河面からの高エネルギーニュートリノの観測」 。Science。380 ( 6652): 1338–1343。arXiv : 2307.04427。Bibcode : 2023Sci ... 380.1338I。doi : 10.1126 / science.adc9818。hdl : 2013/ULB-DIPOT:oai:dipot.ulb.ac.be : 2013/ 360407。PMID 37384687。S2CID 259287623。 2023 年 6 月 30 日 取得 。 {{cite journal}}: CS1メンテナンス: アーカイブサービスは非推奨になりました (リンク)↑ Georg Weidenspointner 他(2008 年 1 月 10 日) 「γ 線によって明らか に なった銀河円盤における陽電子の非対称分布」 Nature 451 (7175): 159– 162. Bibcode : 2008Natur.451..159W . doi : 10.1038/nature06490 . PMID 18185581 . S2CID 4333175 . 1 2 Naeye, Bob (2008年1月9日)。 「衛星が巨大な反物質の雲を説明」 。NASA 。 2021年5月6日のオリジナルから アーカイブ 。 2021年 7月2日 に取得 。 ↑ 「反物質雲と噴水 – NASA プレスリリース 97-83」 。HEASARC。1997 年 4 月 28 日。2021 年 7 月 9 日のオリジナルから アーカイブ。2021 年 7 月 2 日 取得 。 ↑ オーバーバイ、デニス（2010年11月9日）。 「銀河にエネルギーの泡が発見される」 。 ニューヨーク・タイムズ 。 2016年1月10日にオリジナルから アーカイブ済み。 ↑ 「NASAのフェルミ望遠鏡が銀河系に巨大な構造を発見」 。NASA 。 2014年8月23日の オリジナル からアーカイブ 。 2010年 11月10日 取得。 ↑ Carretti, E.; Crocker, RM; Staveley-Smith, L.; Haverkorn, M.; Purcell, C.; Gaensler, BM; Bernardi, G.; Kesteven, MJ; Poppi, S. (2013). "天の川銀河の中心からの巨大な磁化流出". Nature . 493 (7430): 66– 69. arXiv : 1301.0512 . Bibcode : 2013Natur.493...66C . doi : 10.1038/nature11734 . PMID 23282363 . S2CID 4426371 . ↑ Churchwell, E.; et al. (2009). "The Spitzer/GLIMPSE surveys: a new view of the Milky Way". Publications of the Astronomical Society of the Pacific . 121 (877): 213–230 . Bibcode : 2009PASP..121..213C . doi : 10.1086/597811 . S2CID 15529740 . ↑ Taylor, JH; Cordes, JM (1993). "パルサーの距離と銀河系における自由電子の分布" . The Astrophysical Journal . 411 : 674. Bibcode : 1993ApJ...411..674T . doi : 10.1086/172870 . 1 2 3 Russeil, D. (2003). "星形成複合体と銀河の渦巻構造" . 天文学と天体物理学 . 397 : 133– 146. Bibcode : 2003A & A...397..133R . doi : 10.1051/0004-6361:20021504 . ↑ Dame, TM; Hartmann, D.; Thaddeus, P. (2001). "分子雲中の天の川：新しい完全なCOサーベイ". The Astrophysical Journal . 547 (2): 792– 813. arXiv : astro-ph/0009217 . Bibcode : 2001ApJ...547..792D . doi : 10.1086/318388 . S2CID 118888462 . 1 2 Benjamin, RA (2008). Beuther, H.; Linz, H.; Henning, T. (eds.). The Spiral Structure of the Galaxy: Something Old, Something New.. . Massive Star Formation: Observations Confront Theory . Vol. 387. Astronomical Society of the Pacific Conference Series. p. 375. Bibcode : 2008ASPC..387..375B . Bryner, Jeanna (2008年6月3日) 「新画像：天の川銀河が2本の腕を失う」 Space.com 。 2008 年6月4日のオリジナルから アーカイブ済み 。 2008年 6月4日 に取得。 1 2 3 Majaess, DJ; Turner, DG; Lane, DJ (2009). "銀河の渦状腕のケフェイド変光星トレーサーを求めて、はくちょう座-わし座の裂け目の間の遮蔽塵の向こう側を探索". The Journal of the American Association of Variable Star Observers . 37 (2): 179. arXiv : 0909.0897 . Bibcode : 2009JAVSO..37..179M . ↑ Lépine, JRD; et al. (2011). "CSソースによって明らかになった銀河の渦巻構造と4:1共鳴の証拠" . Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 414 (2): 1607– 1616. arXiv : 1010.1790 . Bibcode : 2011MNRAS.414.1607L . doi : 10.1111/j.1365-2966.2011.18492.x . S2CID 118477787 . 1 2 Drimmel, R. (2000). "天の川銀河の二腕螺旋の証拠". Astronomy & Astrophysics . 358 : L13– L16. arXiv : astro-ph/0005241 . Bibcode : 2000A & A...358L..13D . ↑ Sanna, A.; Reid, MJ; Dame, TM; Menten, KM; Brunthaler, A. (2017). "天の川銀河の向こう側の螺旋構造のマッピング". Science . 358 (6360): 227– 230. arXiv : 1710.06489 . Bibcode : 2017Sci...358..227S . doi : 10.1126/science.aan5452 . PMID 29026043 . S2CID 206660521 . 1 2 McClure-Griffiths, NM; Dickey, JM; Gaensler, BM; Green, AJ (2004). "天の川銀河の第4象限にある遠く伸びた渦状腕". The Astrophysical Journal . 607 (2): L127. arXiv : astro-ph/0404448 . Bibcode : 2004ApJ...607L.127M . doi : 10.1086/422031 . S2CID 119327129 . ↑ Benjamin, RA; et al. (2005). "銀河の恒星構造に関するGLIMPSEの最初の結果". The Astrophysical Journal . 630 (2): L149– L152. arXiv : astro-ph/0508325 . Bibcode : 2005ApJ...630L.149B . doi : 10.1086/491785 . S2CID 14782284 . ↑ 「巨大な星々が天の川の『失われた』腕を明らかに」 （プレスリリース）。英国リーズ：リーズ大学。2013年12月17日。 2013年12月18日の オリジナルからアーカイブ。 2013年 12月18日 に取得 。 ↑ Westerholm, Russell (2013年12月18日). 「天の川銀河には4本の腕があり、古いデータを再確認し、最近の研究と矛盾する」 . University Herald . 2013年12月19日のオリジナルから アーカイブ済み。 2013年 12月18日 に取得 。 1 2 Urquhart, JS; Figura, CC; Moore, TJT; Hoare, MG; et al. (2014 年 1 月). "RMS サーベイ: 銀河系における大質量星形成の分布" . Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 437 (2): 1791– 1807. arXiv : 1310.4758 . Bibcode : 2014MNRAS.437.1791U . doi : 10.1093/mnras/stt2006 . S2CID 14266458 . ↑ ヴァン・ウールデン、H.他 。 （1957年）。 「銀河系システムの螺旋構造と射手座 A の電波源の位置の拡大」。 Comptes Rendus de l'Académie des Sciences (フランス語)。 244 : 1691–1695 。 Bibcode : 1957CRAS..244.1691V 。 1 2 Dame, TM; Thaddeus, P. (2008). "銀河の新しい渦状腕: 遠方 3-Kpc 腕". The Astrophysical Journal . 683 (2): L143– L146. arXiv : 0807.1752 . Bibcode : 2008ApJ...683L.143D . doi : 10.1086/591669 . S2CID 7450090 . ↑ 「天の川の内なる美しさが明らかに」 。天体物理学センター｜ハーバード＆スミソニアン。2008年6月3日。 2013年7月5日のオリジナルから アーカイブ 。 2015年 7月7日 取得。 ↑ マツソン、ジョン（2011年9月14日） 「星の悲劇：天の川の渦巻き形状は、より小さな銀河の衝突の結果かもしれない」 サイエン ティフィック・アメリカン 。 2013年12月3日のオリジナルから アーカイブ。 2015年 7月7日 取得 。 ↑ Mel'Nik, A.; Rautiainen, A. (2005). "銀河の外側擬似環の運動学と渦巻構造" (PDF) . Astronomy Letters . 35 (9): 609– 624. arXiv : 0902.3353 . Bibcode : 2009AstL...35..609M . CiteSeerX 10.1.1.247.4658 . doi : 10.1134/s1063773709090047 . S2CID 15989486 . 2011年3月31日にオリジナル (PDF) からアーカイブ済み 。 ↑ メルニック、A. (2006)。 「銀河の外側の擬似環」。 天文学者 。 326 (7): 589–605。arXiv : astro - ph/ 0510569 。 ビブコード : 2005AN....326Q.599M 。 土井 ： 10.1002/asna.200585006 。 S2CID 117118657 。 ↑ ロペス・コレドイラ、M.;他 。 (2012 年 7 月)。 「『モノケロス』事件についてのコメント」。 arXiv : 1207.2749 [ astro-ph.GA ]。 ↑ Byrd, Deborah (2019年2月5日). 「天の川は歪んでいる」 . EarthSky . 2019年2月6日のオリジナルから アーカイブ済み 。 2019年 2月6日 に取得。 ↑ ハン、ジウォン、ジェシー；コンロイ、チャーリー。ジョンソン、ベンジャミン D. Speagle 沈、Joshua S. 佳士;ボナカ、アナ。ヴェーダント、チャンドラ。ナイドゥ、ローハン P.ティン丁、ユアンセン源森。ウッディ、レベッカ。ザリツキー、デニス（2026年1月1日）。 「銀河の恒星暈は傾いて二重に壊れている」 。 天文ジャーナル 。 164 (6): 249. 土井 : 10.3847/1538-3881/ac97e9 。 ↑ Dauphole, B.; et al. (1996 年 9 月). "球状星団の運動学、遠心距離、およびハローの金属量勾配". Astronomy and Astrophysics . 313 : 119– 128. Bibcode : 1996A & A...313..119D . ↑ Gnedin, OY; Lee, HM; Ostriker, JP (1999). "球状星団の進化に対する潮汐衝撃の影響". The Astrophysical Journal . 522 (2): 935– 949. arXiv : astro-ph/9806245 . Bibcode : 1999ApJ...522..935G . doi : 10.1086/307659 . S2CID 11143134 . ↑ Janes, KA; Phelps, RL (1980). "The galactic system of old star clusters: The development of the galactic disk" . The Astronomical Journal . 108 : 1773–1785 . Bibcode : 1994AJ....108.1773J . doi : 10.1086/117192 . ↑ 井畑ら (2005).「アンドロメダ銀河周辺の広大な恒星円盤の降着起源について」 天体物理学ジャーナル 634 ( 1): 287–313 . arXiv : astro-ph/0504164 . Bibcode : 2005ApJ...634..287I . doi : 10.1086/491727 . S2CID 17803544 . ↑ 「外側ディスクリング？」 。SolStation。 2007年6月2日の オリジナルからアーカイブ済み 。 2007年 5月10日 取得。 ↑ TM Dame; P. Thaddeus (2011). "A Molecular Spiral Arm in the Far Outer Galaxy". The Astrophysical Journal . 734 (1): L24. arXiv : 1105.2523 . Bibcode : 2011ApJ...734L..24D . doi : 10.1088/2041-8205/734/1/l24 . S2CID 118301649 . ↑ Martin, NF; Ibata, RA; Bellazzini, M.; Irwin, MJ; Lewis, GF; Dehnen, W. (2004). "A dwarf galaxy remnant in Canis Major: the fossil of an in-plane accretion on to the Milky Way" . Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 348 (1): 12– 23. arXiv : astro-ph/0311010 . Bibcode : 2004MNRAS.348...12M . doi : 10.1111/j.1365-2966.2004.07331.x . ↑ Momany, Y.; Zaggia, SR; Bonifacio, P.; Piotto, G.; Angeli, F. De; Bedin, LR; Carraro, G. (2004年7月1日). "銀河の歪みによる大犬座の恒星の過密状態の調査" . Astronomy & Astrophysics . 421 (2): L29– L32. arXiv : astro-ph/0405526 . Bibcode : 2004A & A...421L..29M . doi : 10.1051/0004-6361:20040183 . hdl : 11577/2467288 . ISSN 0004-6361 . ↑ カルバロ・ベッロ、フリオ・A;マルティネス・デルガド、デイビッド。コラル・サンタナ、ヘスス・M;アルファロ、エミリオ・J;ナバレッテ、カミラ。ビバス、カテリーナ。カテラン、マルシオ（2020年12月31日）。 「DECam と Gaia によるおおいぬ座の恒星の過剰密度に関する改訂された見解: 青い星の恒星のワープの新たな証拠」 。 王立天文協会の月次通知 。 501 (2): 1690 – 1700。arXiv : 2009.01855 。 土井 ： 10.1093/mnras/staa2655 。 ISSN 0035-8711 。 ↑ Jurić, M.; et al. (2008 年 2 月). "SDSS による天の川のトモグラフィー。I. 恒星数密度分布". The Astrophysical Journal . 673 (2): 864– 914. arXiv : astro-ph/0510520 . Bibcode : 2008ApJ...673..864J . doi : 10.1086/523619 . S2CID 11935446 . ↑ ボーエン、ブルック。 「NASAのチャンドラが示す、天の川銀河は高温ガスのハローに囲まれている」 。ブルック・ボーエン。 2012年10月23日のオリジナルから アーカイブ。 2012年 10月28日 取得 。 ↑ Gupta, A.; Mathur, S.; Krongold, Y.; Nicastro, F.; Galeazzi, M. (2012). "天の川銀河周辺の巨大な電離ガス貯蔵庫：欠落質量の説明？". The Astrophysical Journal . 756 (1): L8. arXiv : 1205.5037 . Bibcode : 2012ApJ...756L...8G . doi : 10.1088/2041-8205/756/1/L8 . S2CID 118567708 . ↑ 「銀河ハロー：天の川銀河は巨大な高温ガスのハローに囲まれている」 。 スミソニアン天体物理観測所 。2012年9月24日。 2012年10月29日にオリジナルから アーカイブ済み。 ↑ ディスカバリー・コミュニケーションズ。 「私たちの銀河は巨大な高温ガスのプールの中を泳いでいる」 。 ディスカバリー・ニュース 。ディスカバリー・コミュニケーションズ。 2012年10月29日のオリジナルから アーカイブ。 2012年 10月28日 取得 。 1 2 J.D. ハリントン、ジャネット・アンダーソン、ピーター・エドモンズ (2012 年 9 月 24 日)。 「NASA のチャンドラ 望遠鏡が 、 天の川銀河が高温ガスのハローに囲まれていることを明らかに」 。NASA。2012 年 10 月 23 日のオリジナルから アーカイブ済み 。 1 2 「天の川の起源は見た目とは違う」 。Phys.org 。 2017年7月27日。 2017年7月27日のオリジナルから アーカイブ 。 2017年 7月27日 に取得。 ↑ ボラー、デバシッシュ。ダッタ、マノランジャン。マハパトラ、サティヤブラタ。サフ、ナレンドラ（2022）。 「自己相互作用する暗黒物質とXENON1T過剰の増加」。 核物理学 B ． 979 115787。arXiv : 2107.13176 。 ビブコード : 2022NuPhB.97915787B 。 土井 ： 10.1016/j.nuclphysb.2022.115787 。 S2CID 236469147 。 ↑ Legassick, Daniel (2015). "天の川銀河における潜在的知的生命体の年齢分布". arXiv : 1509.02832 [ astro-ph.GA ]. ↑ ウェザリントン、ニコラス（2009年5月27日）。 「天の川の形成」 。Universe Today 。 2014年8月17日に オリジナル からアーカイブ済み。 1 2 Buser, R. (2000). "天の川銀河の形成と初期進化". Science . 287 (5450): 69– 74. Bibcode : 2000Sci...287...69B . doi : 10.1126/science.287.5450.69 . PMID 10615051 . ↑ Wakker, BP; Van Woerden, H. (1997). "高速雲". Annual Review of Astronomy and Astrophysics . 35 : 217– 266. Bibcode : 1997ARA & A..35..217W . doi : 10.1146/annurev.astro.35.1.217 . S2CID 117861711 . ↑ Lockman, FJ; et al. (2008). "スミス雲：天の川銀河に衝突する高速雲". The Astrophysical Journal . 679 (1): L21– L24. arXiv : 0804.4155 . Bibcode : 2008ApJ...679L..21L . doi : 10.1086/588838 . S2CID 118393177 . ↑ Kruijssen, JM Diederik; Pfeffer, Joel L; Chevance, Mélanie; Bonaca, Ana; Trujillo-Gomez, Sebastian; Bastian, Nate; Reina-Campos, Marta; Crain, Robert A; Hughes, Meghan E (2020 年 10 月). "Kraken が姿を現す – E-MOSAICS シミュレーションで再構築された天の川銀河の合体史" . Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 498 (2): 2472– 2491. arXiv : 2003.01119 . doi : 10.1093/mnras/staa2452 . 2020 年 11 月 16 日のオリジナルから アーカイブ済み。2020 年 11 月 15 日 取得 。 ↑ ヤング、モニカ（2020年11月13日）。 「星団が天の川の過去の「クラーケン」を明らかにする」 。 スカイ・アンド・テレスコープ 。 2020年11月15日のオリジナルから アーカイブ。 2020年 11月15日 に取得 。 ↑ Yin, J.; Hou, JL; Prantzos, N.; Boissier, S.; et al. (2009). "天の川銀河対アンドロメダ銀河：2つの円盤の物語". Astronomy and Astrophysics . 505 (2): 497– 508. arXiv : 0906.4821 . Bibcode : 2009A & A...505..497Y . doi : 10.1051/0004-6361/200912316 . S2CID 14344453 . ↑ Hammer, F.; Puech, M.; Chemin, L.; Flores, H.; et al. (2007). "天の川銀河、極めて静穏な銀河：渦巻銀河の形成への示唆". The Astrophysical Journal . 662 (1): 322– 334. arXiv : astro-ph/0702585 . Bibcode : 2007ApJ...662..322H . doi : 10.1086/516727 . S2CID 18002823 . ↑ Mutch, SJ; Croton, DJ; Poole, GB (2011). "天の川銀河とM31の中年期の危機". The Astrophysical Journal . 736 (2): 84. arXiv : 1105.2564 . Bibcode : 2011ApJ...736...84M . doi : 10.1088/0004-637X/736/2/84 . S2CID 119280671 . ↑ Licquia, T.; Newman, JA; Poole, GB (2012). "天の川の色は何色か？". American Astronomical Society . 219 : 252.08. Bibcode : 2012AAS...21925208L . ↑ 「星の誕生の炎の嵐（アーティストによるイラスト）」 。 www.spacetelescope.org。ESA /Hubble。 2015年4月13日のオリジナルから アーカイブ。 2015年 4月14日 取得 。 ↑ Cayrel ら(2001). 「ウラン崩壊による恒星年齢 の 測定」 Nature 409 (6821): 691– 692. arXiv : astro-ph/0104357 . Bibcode : 2001Natur.409..691C . doi : 10.1038/35055507 . PMID 11217852 . S2CID 17251766 . ↑ コーワン、JJ;スネデン、C.バールズ、S.イヴァンス二世。ビール、TC;トルラン、JW。ローラー、JE; プリマス、F. ;フラーGM。他 。 （2002年）。 「金属に乏しいハロースター BD +17o3248 の化学組成と年齢」。 天体物理学ジャーナル 。 572 (2): 861–879 。 arXiv : astro-ph/0202429 。 Bibcode : 2002ApJ...572..861C 。 土井 ： 10.1086/340347 。 S2CID 119503888 。 ↑ Krauss, LM; Chaboyer, B. (2003). "天の川銀河の球状星団の年齢推定：宇宙論への制約". Science . 299 (5603): 65– 69. Bibcode : 2003Sci...299...65K . doi : 10.1126/science.1075631 . PMID 12511641 . S2CID 10814581 . ↑ ジョンズ・ホプキンス大学 （2018年11月5日）。 「ジョンズ・ホプキンス大学の科学者がビッグバンに近い起源を持つ捉えどころのない星を発見」 。EurekAlert ! 。 2018年11月6日のオリジナルから アーカイブ 。 2018年 11月5日 に取得。 ↑ Rosen, Jill (2018年11月5日). 「ジョンズ・ホプキンス大学の科学者がビッグバンに近い起源を持つ捉えどころのない星を発見 ― 新たに発見された星の組成は、宇宙の系図において、ビッグバンからわずか1世代しか離れていない可能性があることを示している」 。 ジョンズ・ホプキンス大学 。 2018年11月6日のオリジナルから アーカイブ。 2018年 11月5日 取得 。 ↑ Schlaufman, Kevin C.; Thompson, Ian B.; Casey, Andrew R. (2018年11月5日). "水素燃焼限界に近い超金属欠乏星" . The Astrophysical Journal . 867 (2): 98. arXiv : 1811.00549 . Bibcode : 2018ApJ...867...98S . doi : 10.3847/1538-4357/aadd97 . S2CID 54511945 . 1 2 Frebel, A.; et al. (2007). "ウランが検出された、 r 過程が強く増強された金属欠乏星HE 1523-0901の発見". The Astrophysical Journal . 660 (2): L117. arXiv : astro-ph/0703414 . Bibcode : 2007ApJ...660L.117F . doi : 10.1086/518122 . S2CID 17533424 . ↑ Creevey, OL; Thévenin, F.; Berio, P.; Heiter, U.; von Braun, K.; Mourard, D.; Bigot, L.; Boyajian, TS; Kervella, P.; Morel, P.; Pichon, B.; Chiavassa, A.; Nardetto, N.; Perraut, K. ; Meilland, A.; Mc Alister, HA; Ten Brummelaar, TA; Farrington, C.; Sturmann, J.; Sturmann, L.; Turner, N. (2015). "ガイアのベンチマーク星 干渉計、分光計、測光データによる 種族 II星HD 140283の基本特性". Astronomy and Astrophysics . 575 : A26. arXiv : 1410.4780 . Bibcode : 2015A & A...575A..26C . doi : 10.1051/0004-6361/201424310 . S2CID 18003446 . ↑ Jiangling Tang; Meredith Joyce (2021). "MESAと干渉法を用いたメトセラ星HD 140283の年齢と質量の改訂された最良推定値と1次元対流への影響" . Research Notes of the AAS . 5 (5): 117. arXiv : 2105.11311 . Bibcode : 2021RNAAS...5..117T . doi : 10.3847/2515-5172/ac01ca . S2CID 235166094 . 117. ↑ Specktor, Brandon (2019年3月23日). 「天文学者たちが天の川銀河のバルジに詰め込まれた初期宇宙の化石を発見」 . Live Science . 2019年3月23日のオリジナルから アーカイブ済み。 2019年 3月24日 取得 。 ↑ del Peloso, EF (2005). "Th/Eu核宇宙年代学による銀河薄円盤の年齢。III. 拡張サンプル". Astronomy and Astrophysics . 440 (3): 1153– 1159. arXiv : astro-ph/0506458 . Bibcode : 2005A & A...440.1153D . doi : 10.1051/0004-6361:20053307 . S2CID 16484977 . ↑ スキッバ、ラモン（2016）「天の川銀河は星形成を早期に終えた」（ニュー・サイエンティスト、2016年3月5日）、9ページ ↑ Lynden-Bell, D. (1976年3月1日). 「高速水素流中の矮小銀河と球状星団」 . 王立天文学会月報 . 174 (3): 695–710 . Bibcode : 1976MNRAS.174..695L . doi : 10.1093/mnras/174.3.695 . ISSN 0035-8711 . ↑ Kroupa, P.; Theis, C.; Boily, CM (2005). "天の川銀河の衛星の巨大な円盤と宇宙論的サブ構造" . Astronomy and Astrophysics . 431 (2): 517– 521. arXiv : astro-ph/0410421 . Bibcode : 2005A & A...431..517K . doi : 10.1051/0004-6361:20041122 . ↑ Tully, R. Brent; Shaya, Edward J.; Karachentsev, Igor D.; Courtois, Hélène M. ; Kocevski, Dale D.; Rizzi, Luca; Peel, Alan (2008 年 3 月). "Our Peculiar Motion Away from the Local Void". The Astrophysical Journal . 676 (1): 184– 205. arXiv : 0705.4139 . Bibcode : 2008ApJ...676..184T . doi : 10.1086/527428 . S2CID 14738309 . ↑ アダム・ハダジー（2016年11月3日） 「なぜ何も本当に重要ではないのか」 Discover Magazine 。 2022年4月24日にオリジナルから アーカイブ済み 。 2022年 4月24日 に取得。 ↑ R. Brent Tully; Helene Courtois; Yehuda Hoffman; Daniel Pomarède (2014年9月2日)「ラニアケア銀河団」 Nature . 513 (7516) (2014年9月4日公開): 71–73 . arXiv : 1409.0880 . Bibcode : 2014Natur.513...71T . doi : 10.1038 / nature13674 . PMID 25186900. S2CID 205240232 . ↑ ド・ヴォクルール、ジェラール;ド・ヴォクルール、アントワネット。ヘロルド G. コーウィン;ブタ、ロナルド J.パトゥレル、ジョルジュ。フーク、パスカル (1991)。 明るい銀河の第 3 参考カタログ 。 Bibcode : 1991rc3....book....D 。 土井 : 10.1007/978-1-4757-4363-0 。 ISBN 978-1-4757-4365-4 。↑ Putman, ME; Staveley-Smith, L.; Freeman, KC; Gibson, BK; Barnes, DG (2003). "マゼランストリーム、高速雲、および彫刻座群". The Astrophysical Journal . 586 (1): 170– 194. arXiv : astro-ph/0209127 . Bibcode : 2003ApJ...586..170P . doi : 10.1086/344477 . S2CID 6911875 . 1 2 Sergey E. Koposov; Vasily Belokurov; Gabriel Torrealba; N. Wyn Evans (2015 年 3 月 10 日). "南の野生の獣たち。マゼラン雲付近で多数の超微弱衛星を発見". The Astrophysical Journal . 805 (2): 130. arXiv : 1503.02079 . Bibcode : 2015ApJ...805..130K . doi : 10.1088/0004-637X/805/2/130 . S2CID 118267222 . ↑ Noyola, E.; Gebhardt, K.; Bergmann, M. (2008年4月)「ωケンタウリにおける中間質量ブラックホールのジェミニおよびハッブル宇宙望遠鏡による証拠」天体 物理学ジャーナル 676 ( 2): 1008–1015 . arXiv : 0801.2782 . Bibcode : 2008ApJ...676.1008N . doi : 10.1086/529002 . S2CID 208867075 . ↑ Kroupa, P.; Theis, C.; Boily, CM (2005年2月). 「天の川銀河の衛星の巨大な円盤と宇宙論的サブ構造」. Astronomy and Astrophysics . 431 (2): 517–521 . arXiv : astro-ph/0410421 . Bibcode : 2005A & A...431..517K . doi : 10.1051/0004-6361:20041122 . S2CID 55827105 . ↑ Pawlowski, M.; Pflamm-Altenburg, J.; Kroupa, P. (2012年6月). "VPOS: 天の川銀河周辺の衛星銀河、球状星団、ストリームの広大な極構造" . Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 423 (2): 1109– 1126. arXiv : 1204.5176 . Bibcode : 2012MNRAS.423.1109P . doi : 10.1111/j.1365-2966.2012.20937.x . S2CID 55501752 . ↑ Pawlowski, M.; Famaey, B.; Jerjen, H.; Merritt, D.; Kroupa, P.; Dabringhausen, J.; Lueghausen, F.; Forbes, D.; Hensler, G.; Hammer, F.; Puech, M.; Fouquet, S.; Flores, H.; Yang, Y. (2014 年 8 月). "共軌道衛星銀河構造は、原始矮小銀河の分布と依然として矛盾している" . Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 423 (3): 2362– 2380. arXiv : 1406.1799 . Bibcode : 2014MNRAS.442.2362P . doi : 10.1093/mnras/stu1005 . ↑ 「天の川銀河は歪んで太鼓のように振動している」 （プレスリリース）。 カリフォルニア大学バークレー校 。2006年1月9日。 2014年7月16日に オリジナル からアーカイブ。 2007年 10月18日 取得 。 ↑ ウォン、ジャネット（2000年4月14日）。 「天体物理学者が我々の銀河の終焉を地図に描く」 。トロント大学。 2007年1月8日の オリジナルからアーカイブ 。 2007年 1月11日 取得。 ↑ 上田順子ら (2014). 「合体残骸中の低温分子ガス。I. 分子ガス円盤の形成」。 天体物理学ジャーナル補足シリーズ 。214 (1): 1。arXiv : 1407.6873 。Bibcode : 2014ApJS..214 ....1U 。doi : 10.1088/0067-0049/ 214 / 1 / 1 。S2CID 716993 。 ↑ Schiavi, Riccardo; Capuzzo-Dolcetta, Roberto; Arca-Sedda, Manuel; Spera, Mario (2020年10月)「天の川銀河とアンドロメダ銀河の将来の合体とそれらの超大質量ブラックホールの運命」 天文学と天体物理学 642 : A30. arXiv : 2102.10938 . Bibcode : 2020A & A...642A..30S . doi : 10.1051/0004-6361/202038674 . S2CID 224991193 .
さらに読む ベルコラ、レイラ（2021）。天を見つめて：天の川銀河発見の物語 。ミルトン：テイラー＆フランシス・グループ。ISBN 978-0-367-41722-2 。 Chiappini, Cristina (2001年11月～12月) 「天の川の形成と進化」(PDF) . American Scientist 89 (6): 506– 515. doi : 10.1511/2001.40.745 . ダンベック、トールステン（2008年3月）。「ガイアの天の川へのミッション」。スカイ＆ テレスコープ 。115 （3）：36–39。Bibcode ：2008S & T...115c..36D。 ハリス、ウィリアム E. (2003 年 2 月)。「天の川銀河球状星団のパラメータカタログ：データベース」(テキスト) 。SEDS。2012年 3 月 9 日のオリジナルからアーカイブ。2007年 5 月 10 日 取得 。 マクティア、モイヤ（2022年8月16日）。『天の川 』グランドセントラル出版。ISBN 978-1-5387-5415-3 。 プレイト、フィル （2023年11月）「天の川の秘密：銀河の夜空のスペクタクルが科学革命 を引き起こした」、サイエンティフィック・アメリカン 。オンライン：「天の川を見ることが、宇宙全体を発見するのにどのように役立ったか」。
外部リンク 天の川銀河 – IRAS（赤外線）観測– wikisky.org 天の川銀河 – Hα線観測– wikisky.org 多波長で撮影された天の川– 画像とVRML モデル（NASA） 天の川 – パノラマ (90億ピクセル) 2017年8月6日にWayback Machine に アーカイブされました。 天の川– SEDSメシエ研究所のウェブサイト 天の川– 赤外線画像 天の川銀河– 銀河面のモザイク画像（2021年3月19日） クリック可能な天の川 視聴を容易にするオンラインリソース
