銀河系

銀河系（Milky Way Galaxy），古稱銀河、天河、星河、天漢、銀漢等，是一個由眾多恆星和星際介質組成的巨大星系。人類所生活的地球和太陽系就位於銀河系當中。

銀河系包含大約1,000億至4,000億顆恆星，和至少同樣數量的行星。其中最古老的恆星幾乎和宇宙本身一樣古老，可能是在大爆炸之後不久的黑暗時期形成的。銀河系的直徑介於100,000至180,000光年之間。太陽系 位於一個叫作獵戶臂的銀河系螺旋臂結構的內緣，距離銀河中心（銀心）約27,000光年（8.3 千秒差距）。在太陽所處的位置，公轉週期大約是2億4,000萬年。

銀河系在星系分類上屬於棒旋星系，擁有帶螺旋臂的星系盤，總體形狀上呈扁平的圓盤狀。在地球上，因為是從盤狀結構的內部向外觀看，因此銀河系呈現在天球上環繞一圈的帶狀。從銀河系的核心向外到大約10京公里的範圍內，大量恆星密集聚集形成一個星系核球，並有著一根或多根同樣由恆星聚集形成的棒狀結構從核球伸出，星系的螺旋臂就從棒狀結構上向外展開。銀心處被認為存在是一個超大質量黑洞，命名為人馬座A*。

銀河系內很大距離範圍內的恆星和氣體都以每秒大約220公里的相似速度在軌道上繞著銀心運行。而根據克卜勒行星運動定律，距離越遠的恆星圍繞銀心的運轉速度應該越慢。這讓天文學家認為銀河系中有大量不會輻射或吸收電磁輻射的質量。這些不可見的質量被稱為「暗物質」。

銀河系和大約50個臨近星系構成本星系群。而本星系群又是室女超星系團的組成部分，而後者又是更大的拉尼亞凱亞超星系團的組成部分。

相對於河外參考系，整個銀河系以大約每秒 600 公里（每秒 372 英里）的速度移動。預計在40億年後，銀河系會和仙女座星系相撞，兩星系會合併成為一個橢圓星系。

## 神話和命名

世界各地有許多神話是圍繞著銀河系發展出來。

在東亞，人們相信在天空中群星間的霧狀帶是「銀色的河流」，也就是所謂「天河」。中文中的名稱銀河、天河、星河、天漢、銀漢 都源於此。其中「天漢」和「銀漢」中的「漢」指漢水，所以也就是天河和銀河的意思。在印度，人們也持有類似的看法。Akashaganga是印度人給銀河取的名稱，意為「天上的恆河」。

在中國，銀河與牛郎織女的神話故事也密切相關。牛郎和織女的相愛不容於天庭，王母娘娘拔下頭上的金簪一揮，一道波濤洶湧的天河就出現了。牛郎和織女被隔在兩岸，只能相對哭泣。他們的愛情感動了喜鵲，千萬隻喜鵲飛來，搭成鵲橋，讓牛郎織女走上鵲橋相會，王母娘娘對此也無奈，只好允許兩人在每年七月七日於鵲橋相會。銀河在中國還被認為是是溝通天界與人界的橋梁。

在古希臘，有兩個相似的希臘神話故事解釋銀河是怎麼來的。它們都將銀河和臨近的星座結合在一起，也都認為銀河是牛的乳液將深藍色的天空染白。這也是銀河英文名Milky Way的來源。根據其中的一個說法，銀河是赫拉在發現宙斯以欺騙的手法誘使他去餵食年幼的赫拉克勒斯因而濺灑在天空中的奶汁。另一種說法則是赫耳墨斯偷偷地將赫拉克勒斯帶去奧林匹斯山，趁著赫拉沉睡時偷吸她的奶汁，而有一些奶汁被射入天空，於是形成了銀河。

在芬蘭神話中，銀河被稱為「鳥的小徑」，因為他們注意到候鳥在向南方遷徙時，是靠著銀河來指引的，它們也認為銀河才是鳥真正的居所。現在，科學家已經證實了這項觀測是正確的，候鳥確實得依靠銀河來引導，在冬天才能到溫暖的南方陸地居住。時至今日，芬蘭語中的銀河依然使用Linnunrata這個字。

在瑞典，銀河系被認為是冬天之路，因為在斯堪地那維亞地區，冬天的銀河是一年中最容易被看見的。

古代的亞美尼亞神話稱銀河系為「麥稈賊之路」，敘述有一位神祇在偷竊麥稈之後，企圖用一輛木製的運貨車逃離天堂，但在路途中掉落了一些麥稈。

## 觀測歷史

人類雖然從非常久遠的古代認識銀河，但是對銀河系的真正了解還是從近代才開始。

伽利略在1610年使用望遠鏡首先解析出帶狀的銀河實際是由一顆顆恆星聚集而成。

1750年，英國天文學家賴特認為銀河系是扁平的。1755年，德國哲學家康德提出了銀河是由恆星通過引力聚合成的一個巨大天體系統，並且只是眾多星系中的一個（「宇宙島」假說）；隨後德國數學家郎伯特也提出了類似的假設。到1785年，英國天文學家威廉·赫歇耳繪出了銀河系的扁平形體，並認為太陽系位於銀河的中心。

1918年，美國天文學家沙普利經過4年的觀測後，提出太陽系應該位於銀河系的邊緣。1926年，瑞典天文學家貝蒂爾·林德布拉德分析出銀河系也在自轉。

直到1920年代初期，多數天文學家還認為銀河包含了宇宙中全部的恆星。隨著1920年天文學家沙普利和柯蒂斯的大辯論，和愛德溫·哈伯觀測證實「仙女座星雲」是一個河外星系，人們開始接受銀河只是眾多星系中的一個。

一般認為，銀河系中的恆星多為雙星或聚星系統。而2006年的新發現認為，銀河系的主序星中有2/3都是單星。

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## 外觀

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我們所見的銀河是一條寬約30度、畫過天空的朦朧光帶，這其實只是銀河系的一部分。天空中各處肉眼可見的恆星，也全都是銀河系的一部分。發光的銀河弧帶，其實是銀河平面上，大量肉眼不能分辨的恆星和其它天體累積形成的光帶。而光帶中的黑暗區域，像是大裂縫和煤袋星雲，則是銀河系中的星際塵埃屏蔽星光所形成的區域。而銀河本身也會屏蔽我們對河外星系的觀察，在天空中形成所謂的隱帶。

銀河表面亮度較低，它的可見度很容易被背景光所影響。像是城市光汙染或是來自月球的散射光，都會影響對銀河的觀察。要想清楚的看見銀河，需要每平方角秒的亮度比20.2星等更低的黑暗天空。或者說，當肉眼可見的極限星等為+5.1等時，可以看見銀河；或+6.1等時，就可以看見銀河的許多的細節。這意味著在明亮的都市或郊區很難看見銀河。但在沒有光汙染的鄉村地區，若夜空中沒有月亮，則能夠明顯地看見銀河。地球上超過三分之一的人，因為光污染，不能在自己所在地區看見銀河。

從地球上看，銀河涵蓋的區域包括天空中的30個星座。銀河最亮的區域銀心位於人馬座方向。從人馬座，銀河光帶延伸到反銀心所在的御夫座，然後延伸並回到人馬座附近，將天球分成兩個大致相等的半球。

銀河盤面相對於黃道（地球繞太陽公轉軌道的平面）傾斜約60度。相對於天球赤道的傾角則為63度左右。銀河北極位於赤經 12h 49m，赤緯 +27.4°（B1950）處，靠近周鼎一（后髮座β）；銀河南極在玉夫座α附近。在一年中不同的時間，銀河的弧出現在天空中的位置可以很高，也可以很低。在地球上的北緯65度到南緯65度之間，銀河一天會經過觀測者的天頂兩次。

## 一般性質

### 大小

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銀河系是本星系群第二大的星系，主體結構是呈圓盤狀的銀河盤面, 其直徑大約100000ly，平均厚度大約1000ly。作一個類比的話，如果太陽到海王星的大小相當於25分的美金硬幣（0.955in），銀河系的大小則有如美國大陸。新的研究發現，銀河盤面的上下方，還有恆星組成的環狀結構所環繞，可能也屬於銀河系本身。如果是這樣的話，這意味著銀河系的直徑在 150,000–180,000ly。如果以銀河盤面之外的暗物質暈來定義銀河系大小的話，依據2020年的一項研究，銀河系（包括其暗物質暈）的直徑為584 ± 122 kpc (1.905 ± 0.3979 Mly)。

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### 質量

銀河系質量，依據使用的方法和資料，其估計值有很大差別。按最低的估計值，銀河系的質量是5.811 太陽質量，略小於仙女座星系的質量。在2009年，使用超長基線陣列發現在銀河系外側邊緣的恆星速度達到254km/s。因為軌道速度取決於軌道半徑內的總質量，據此推測在距離中心160000ly的距離內，銀河系質量是711，大約與仙女座星系相當。在2010年，通過測量暈星的徑向速度，發現在8,000秒差距內的銀河系質量是711。而根據2014年發表的一項研究，銀河系的總質量估計為8.511，約為仙女座星系質量在同一模型中估計值的一半。

銀河系的大部分物質被認為是看不見且形式未知，但能和普通物質有引力交互作用的暗物質。大部分暗物質以暗物質暈的形式相對均勻的分佈在距離銀河中心10萬秒差距範圍內。銀河系的數學模型表明暗物質的質量是1–1.512。最近的研究表明質量範圍可以大到4.512，小到811。

相比於暗物質，銀河系所有恆星的總質量估計在4.610 至6.4310 之間。除了恆星之外，銀河系內星際氣體的總質量約相當於恆星總質量的10%至15%。這些星際氣體由大約90%的氫和10%的氦組成，其中三分之二的氫以原子形式存在，其餘的三分之一以氫分子形式存在。此外，還有大量星際塵埃存在於銀河系內，其總質量約為氣體總總質量的1%。

### 天體數量

銀河系包含的恆星數量在2,000億至4,000億顆之間，此外還有至少1,000億顆的行星。（作為比較，鄰近的仙女座星系估計擁有1兆（1012）顆恆星。）銀河系恆星的確切數字難以估計，因為那些質量較小的恆星在距離太陽超過300ly以上就很難被檢測到。在恆星之間的空間里充滿了大量被稱為星際介質的氣體和塵埃。塵埃形成的盤面半徑至少和於恆星盤面的半徑相當，而氣體層的厚度從冷氣體的數百光年至熱氣體的數千光年。

銀河系的恆星盤面並沒有明確的邊界，恆星的密度隨著與銀河中心距離的增加而遞減。大約在距離中心40,000光年（13,000秒差距）開始，每立方秒差距的恆星數量減少得比半徑的增加還快，而其原因還不了解。銀河系的星系盤周圍被稱作星系暈的恆星分布區域所包圍。星系暈整體呈球狀從恆星盤向外擴展，區域內恆星分布相對稀疏，但也包含了很多由密集恆星組成的球狀星團。星系暈的大小受到兩個銀河的衛星星系，大麥哲倫雲和小麥哲倫雲，的限制。整個銀河系的平均絕對視星等估計大約是 -20.9等。

微引力透鏡和行星凌日的觀測顯示銀河系內有大量的恆星擁有行星系統，比如克卜勒太空望遠鏡在2013年1月的研究顯示克卜勒32有5顆行星。微引力透鏡的測量還顯示有更多不被恆星綁定的流浪行星存在於銀河系中。對行星數目的一個合理的估計是，假如銀河系的每顆恆星至少擁有一顆行星，就會有1,000億至4,000億顆行星。

研究顯示，銀河系內類似地球大小的行星可能比氣態巨行星數目更多。對根據對克卜勒望遠鏡的觀測資料分析，在銀河系中有至少170億顆，甚至可能多達400億顆地球大小的系外行星。這些多達400億顆的類地行星圍繞著類太陽恆星和紅矮星，並大多位於適居帶，這意味著孕育生命的可能。這其中估計可能有110億顆行星環繞著類似太陽的恆星運行。2016年的研究顯示，這類行星最接近的可能就在距離4.2光年之處。除了系外行星，也發現了在太陽系之外的系外彗星。彗星在銀河系中可能也很常見。

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- 歐洲南方天文台拍攝的360度全景的銀河系圖（由照片馬賽克合成）。銀河系的中心在視野的中心，銀河的北方朝上。

### 運動速度

儘管狹義相對論指出，在空間中不存在一個可用於與銀河系進行比較的「首選」慣性參考系，但銀河系相對於特定的宇宙學參考系確實擁有一個速度。

其中這樣一個參考系就是叫做「哈勃流」（Hubble flow）。根據哈勃定律，宇宙空間的膨脹表現為星系間相互遠離。這個運動的局部平均就稱為哈勃流。要計算哈勃流，考慮一個足夠大的空間體積，宇宙的膨脹速度遠大於本地的隨機運動速度，該體積內星系的平均運動就等於哈勃流。包括銀河系在內的各個星系，相對於哈勃流的運動速度叫做本動速度。天文學家認為，相對於這個參考系，銀河系的本動速度大約為每秒630公里（每小時140萬英里）。銀河系的本動是朝著太空中一個叫做巨引源的位置以及其後方的其他星系團（包括夏普力超星系團）的方向移動。

另外一個可供計算銀河系運動速度的參考系是宇宙微波背景輻射。宇宙微波背景輻射在各個方向上非常的均勻，只有萬分之幾的起伏，但在太陽系運動的方向和反方向上，會因為都卜勒效應而有強度變化，即所謂偶極異向性。所以喬治·斯穆特提出通過宇宙微波背景輻射的偶極異向性來決定太陽系運動的速度。

在1977年，美國勞倫斯實驗室的喬治·斯穆特等人，將微波探測器安裝在U-2偵察機上面，確切地測到宇宙微波背景輻射的偶極異向性，大小為3.5±0.6 mK，換算後，太陽系在宇宙中的運動速度約為390±60 km/s，但這個速度與太陽系繞行銀心的速度220 km/s方向相反，這代表銀河系核在宇宙中的速度，約為600多km/s。

## 結構

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藝術家想像的銀河系結構。有兩條主旋臂從核球的短棒向外延伸。

我們身處銀河系當中，無法直接看到它的外觀，所以對銀河系的形態與結構難以準確估計。人們曾認為銀河系是一個普通的螺旋星系，但在1990年代，天文學家開始懷疑銀河系是一個有著棒狀核心的棒旋星系。他們的懷疑在2005年被史匹哲太空望遠鏡的觀測證實。現在我們知道，銀河系是一個螺旋臂結構相對鬆散的棒旋星系，在星系分類上大致屬於Sbc。

銀河系的主體結構由原盤狀的星系盤環繞著中央的棒狀核心區構成。星系盤由氣體、塵埃和恆星組成，其中恆星的排布構成數個螺旋臂結構。星系盤面外恆星分布相對稀疏，構成環繞盤面的銀暈。

### 銀心

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銀河系的中心叫銀心，太陽距離銀心大約25000-。這個距離是通過測量標準燭光天體得到的，用不同的天體做標準會得到不同的數值。

銀心處存在一個被稱為人馬座A*的強烈電波源。分析周圍天體圍繞它的運動顯示該處有一個大質量的緻密天體。這種質量集中的最好解釋就是存在著超大質量黑洞（supermass black hole，SMBH），其質量估計介於410–450萬太陽質量之間。觀測顯示大多數的正常星系中心附近都有超大質量黑洞。銀河系中心的超大質量黑洞的吸積率估計值約為1×10^−5 y−1，這表明銀河系的核心屬於非活躍星系核。

銀心附近大約數千秒差距（10,000光年）的半徑範圍內，存在一個老年恆星密集的區域，通常被稱為星系核球。研究顯示，和因星系合併而形成的傳統核球不同，銀河系的核球更像是一個棒狀的假核球，又被稱為銀河系棒。

天文學界目前對銀河系棒的性質還存在一定的爭議和討論。(比如天琴座RR型變星的觀測未能檢出明顯的棒狀結構。）普遍的看法是，銀河系棒的半長度估計是1to(-)之間。從地球觀察銀河中心的視線方向，它呈現10-50度的角度。有作者主張銀河系棒當中還嵌套著另一個指向不同方向的棒狀結構，形成一個雙重棒狀結構。也有研究表明，銀河系棒可能被一個由氫分子組成的環狀結構包圍著。這個環狀結構被稱為"5-kpc環"，包含了銀河系內絕大部分的氫分子。從仙女座星系觀察，這個環會是銀河系最明亮的特徵。天文學家也觀測到來自核心的X射線輻射，它與包圍著銀河系棒的大質量恆星和銀河脊有著一致的方向。

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在2010年，費米伽瑪射線太空望遠鏡發現了兩個輻射高能量的巨大球形氣泡，分別位於銀河核心的南部和北部。每個氣泡的直徑大約25000ly；它們在南半球的夜空中延伸至天鶴座和室女座。之後，帕克斯天文台也在無線電波頻率上觀測到對應「費米氣泡」的極化輻射。對輻射氣泡的最佳解釋是，他們是銀河系核心附近（640ly半徑之內）的恆星形成過程中產生的磁化流所導致的。

在2013年，錢德拉X射線天文台觀測到一道來自人馬座A*的強烈X射線閃焰，比平時亮了400倍。這不尋常的事件可能是有一顆小行星落入黑洞中，或是人馬座A*的氣流擾動造成磁場線的糾纏造成的。

### 螺旋臂

在銀河系棒之外的銀河盤面中，星際物質和恆星形成了4條螺旋臂。對電離氫區 和分子雲的追蹤觀測顯示，螺旋臂內星際物質和塵埃密度都高於銀河系平均值，而且有更多的恆星形成。

目前對銀河系的螺旋結構和銀河臂的性質都還沒有共識。理論上的對數螺旋模式只能粗略的描述太陽附近的結構特徵，更大範圍內，銀河系的螺旋臂具有分支、合併、意外的扭曲等程度不一的不規則性。這種不規則性可能存在於銀河系的各個區域。我們的太陽就很有可能是位於一個不規則的分支突臂上，通常稱作獵戶臂或本地臂。銀河系的4條主螺旋臂全都開始於銀河系的中心附近，它們的俯仰角範圍約為7°到25°。這些螺旋臂的位置顯示在右圖中，它們的名稱如下：

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顏色｜螺旋臂

青色｜近3K臂和英仙臂

紫色｜天鵝-矩尺臂（包括2004年發現的新擴展外臂）)

綠色｜盾牌-半人馬臂

粉紅色｜船底-人馬臂

至少有2個小分支或突臂，其中包括：

橙色｜獵戶-天鵝臂（包含太陽和太陽系）

在判定銀河系懸臂結構的過程中，對年老恆星和年輕恆星的追蹤顯示出不同結果。對年老恆星的追蹤觀測顯示銀河系只擁有兩條主要的螺旋臂：英仙臂和盾牌-半人馬臂。另外兩條螺旋臂區域含有更多的氣體，但是並沒有更多的年老恆星。（參見對盾牌-半人馬臂和船底-人馬臂的比較研究。）但2013年12月對年輕恆星的追蹤觀測發現，年輕的恆星和恆星形成區域與銀河系的4條螺旋臂相匹配。因此，銀河系似乎在追蹤年老恆星時顯示兩條螺旋臂，追蹤氣體和年輕的恆星時則顯示四條旋臂。目前還不清楚對這種明顯差異的解釋。

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近3 kpc臂（也稱為擴大3kpc臂，或簡稱3kpc臂）是在1950年代被天文學家范沃爾登（van Woerden）和合作者通過測量氫原子的21公分線輻射發現的。它坐落在第四銀河象限，距離太陽大約5.2Kpc，距離銀心約3.3Kpc，並且在以超過每秒50公里的速度從銀心向外擴張。遠3kpc臂是天文學家湯姆達姆在2008年發現的。它坐落於第一銀河象限，距離銀河中心約3Kpc（約94.6京公里）。

在2011年發表的一個數值模擬顯示，銀河系可能是與人馬座矮橢圓星系反覆碰撞而獲得其螺旋臂的結構。

有研究顯示銀河系可能包含兩種不同類型的螺旋臂：內部的是人馬臂，旋轉較快；外層的是船底和英仙臂，旋轉的速度較慢，但是纏繞的較密實。對旋臂的動力學數值模擬建議，外層的旋臂會形成所謂外假環，這兩套旋臂由天鵝臂連接。

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在主要的螺旋臂外面是麒麟座環（或外環）。一般認為，這是數十億年前從其他星系撕裂的氣體環。然而也有研究者認為麒麟座環的產生只不過是銀河系扭曲的結果。銀河系盤的結構沿"S"形彎曲，其中的厚盤結構隨之彎曲而產生的高密度區域就形成了麒麟座環。

### 銀暈

銀河的盤面被一個球狀的銀暈包圍著，主要有年老的恆星和球狀星團組成。其直徑估計在250,000至400,000光年之間。同銀河系盤面（特別是旋臂）相比，銀暈中沒有多少恆星誕生的活動，也缺乏疏散星團。銀河中大部分的質量是暗物質。它們所形成的暗物質暈估計有5.8×1011M☉，以銀河為中心，主要分布在銀暈當中。

21世紀新的發現使我們對銀河系的結構有了更深的認識。隨著仙女座星系（M31）的星盤被發現比之前認為的要延伸得更遠，天文學家也開始考慮銀河系星盤會延伸得更遠的可能性。這一觀點也得到了天鵝臂外臂延伸部分發現的支持。隨著人馬座矮橢圓星系的發現，人們也發現了一條星系碎片帶，被認為是該矮星系與銀河系的相互作用將其撕裂所致。2004年發現的環繞銀河系一圈星系碎片也被認為是大犬座矮星系系統的殘餘。

在2006年，史隆數位巡天在北半球的天空中發現銀河系內一片巨大的結構（橫跨約5,000個滿月大小的區域）。在該結構中，恆星匯聚在一個垂直於銀河系旋臂所在盤面的平面上，這同現在的任何銀河系模型都不符合。可能的解釋是這是一個小的矮星系與銀河合併的結果。這個結構位於室女座的方向上，距離地球約30,000光年，暫時被稱為室女座星流。

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### 太陽的位置

太陽在銀河系中的位置圖。角度表示銀道坐標系中的經度。

太陽（包括地球和太陽系）位於獵戶臂靠近內側邊緣的位置上的本星際雲中，距離銀心大約7.94±0.42千秒差距。我們所在的旋臂與鄰近的英仙臂大約相距6,500光年。我們的太陽與太陽系，位於銀河系的適居帶之中，使孕育生命成為可能。

太陽運行的方向被稱為太陽向點。它指出了太陽在銀河系內遊歷的路徑，基本上是朝向織女，靠近武仙座的方向，偏離銀河中心大約86度。太陽環繞銀河的軌道大致是橢圓形的，但會受到旋臂與質量分布不均勻的擾動而有些變動，我們目前在接近近銀心點（太陽最接近銀河中心的點）1/8軌道的位置上。

太陽系大約每2.25—2.5億年在繞銀心的軌道上運行一圈，這可稱為一個銀河年。以太陽的年齡估算，太陽已經繞行銀河20—25次了。太陽的軌道速度是217km/s，換言之每8天就可以移動1天文單位，1400年可以運行1光年的距離。

## 演化

### 歷史

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銀河系起源於大約136億年前，大爆炸後不久。那個時候，宇宙中的質量分布開始變得不均勻，出現了一些密度較高的區域。這些區域成為球狀星團的種子，如今銀河系中最古老的恆星就形成於這些球狀星團之中。這些恆星和星團現在構成了銀河系的恆星暈。在第一顆恆星誕生後的幾十億年內，由於角動量守恆，銀河系的旋轉加快。這導致星際氣體介質從球形變為圓盤狀，形成了星系盤。後來的幾代恆星都在這個螺旋狀的星系盤中形成。觀測發現，包括太陽在內的大多數年輕恆星都位於星系盤內。

在銀河系的演化過程中，特別是早期發展階段，星系合併起了重要作用。銀河系中有近一半的物質可能來自其他星系。自第一批恆星形成以來，銀河系通過星系合併以及直接從銀河系暈吸積氣體而不斷壯大；直到現在也正在從近鄰的幾個小星系吸積物質，其中包括它最大的兩個衛星星系——大麥哲倫星雲和小麥哲倫星雲。這些吸積形成了所謂麥哲倫星流。在鄰近的的高速雲（比如史密斯雲）中，也觀測到了氣體的直接吸積。

宇宙學的數值模擬表明，在110億年前，銀河系與一個被稱為克拉肯的巨大的星系合併。銀河系最外層區域的恆星質量、角動量和金屬豐度等特性表明，在過去100億年中，它再沒有與大型星系發生合併。近期缺乏重大合併事件，這在同類型的螺旋星系中實屬罕見。相反臨近的仙女座星系有著更典型的歷史，是由近期與相對較大的星系合併形成的。

根據最近的研究，銀河系和仙女座星系位於星系顏色-星等圖中被稱為「綠谷」的區域，該區域內的星系正處於從「藍雲」（正在積極形成新恆星的星系）向「紅序列」（缺乏恆星形成的星系）過渡的階段。由於星際介質中用於形成恆星的氣體逐漸耗盡，綠谷星系中的恆星形成活動正在減緩。數值模擬表明，即使考慮到和仙女座星系碰撞會導致一段時間內的恆星形成率增加，銀河系的恆星形成依舊大約會在 50 億年後停止。和同類型的，仍在形成新恆星的綠谷星系相比，銀河系是其中最紅最亮，最靠近紅序列的螺旋星系之一。它只比最藍的紅序列星系略微偏藍一些。

### 年齡

依據歐洲南天天文台研究報告，估計銀河系年齡約為136億歲（1.36×1010年），幾乎與宇宙一樣老。該研究由歐洲南方天文台的一個團隊在2004年使用甚大望遠鏡的紫外線視覺矩陣光譜儀所進行。他們首度在球狀星團NGC 6397的兩顆恆星內發現鈹元素。這個發現讓他們將第一代恆星與第二代恆星交替的時間往前推進了2至3億年，因而估計球狀星團的年齡在134±8億歲。據此推測銀河系的年齡不會低於136±8億歲。

## 鄰居

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銀河、仙女座星系和三角座星系是本星系群主要的星系，這個群總共約有50個星系，而本星系群又是室女座超星系團的一份子。

銀河被一些本星系群中的矮星系環繞著，其中最大的是直徑達21,000光年的大麥哲倫雲，最小的是 船底座矮星系、天龍座矮星系和獅子II矮星系，直徑都只有500光年。其他環繞著銀河系的還有小麥哲倫雲，最靠近的是大犬座矮星系，然後是人馬座矮橢圓星系、小熊座矮星系、玉夫座矮星系、六分儀座矮星系、天爐座矮星系和獅子I矮星系。

在2006年1月，研究報告指出，過去發現的銀河盤面有不明原因的傾斜是由於環繞銀河的大小麥哲倫雲的擾動所造成的。當它們穿過銀河系的邊緣時，產生了某些頻率的震動，導致銀河盤面的傾斜。這兩個星系的質量大約是銀河的2%，原本被認為不足以影響到銀河系。但是加入暗物質的考量，這兩個星系的運動就足以造成較大的影響。根據麻薩諸塞大學阿默斯特分校馬丁·溫伯格的電腦模型，在加入暗物質之後的計算結果，它們對銀河的影響將增加20倍。

目前觀測認為仙女座星系（M31）正以每秒300公里的速度朝向銀河系運動，在30-40億年後可能會撞上銀河系。但即使真的發生碰撞，太陽以及其他的恆星也不會互相碰撞。這兩個星系可能會花上數十億年的時間合併成橢圓星系。而根據美國天文台的發現，史密斯雲（一個河外氫氣雲團）的邊緣已經與銀河系的氣體發生作用並推開圍繞銀河的氣體。銀河系會對它施加一個潮汐力，使其分裂。大約2千萬至4千萬年之後，史密斯雲的核心將會撞擊銀河系圓盤。

## 外部連結

- Milky Way – 3D 圖
- Milky Way – 基礎平面圖 – 包括旋臂和獵戶分支
- Milky Way – IRAS （紅外線天文衛星）巡天 – wikisky.org
- Milky Way – Hα巡天 – wikisky.org
- Milky Way – 多波段 – 影像和VRML模型（NASA）
- Milky Way – 全景圖（90億畫素） .
- Milky Way –模擬旅程，南威爾斯大學
- Milky Way – SEDS梅西爾網站
- Milky Way – 紅外線影像
- Milky Way Video (02:37) – VISTA IR望遠鏡影像（2012年10月24日）
- Milky Way Video (06:37) – 實時（奧瑞岡；2016年9月17日）
- 全天圖 – CMB輻射（普朗克；一年巡天）

## 基本資料

- 類型：Sb、Sbc、或SB(rs)bc（棒旋星系）
- 直徑：100-
- 薄恆星盤面厚度：≈2kly
- 恆星數量：1000–4000億（2.5×1011 ±1.5×1011）
- 已知最老的恆星：≥13.7 Gyr
- 質量：0.8–1.512
- 角動量：≈1×10^67J s
- 太陽所在地的逃逸速度：550 km/s
- 太陽所在地的暗物質密度：0.0088+0.0024 pc-3 或 0.35+0.08 GeV cm-3
- 頭銜：銀河系
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- 唱片公司：太陽至銀河中心的距離
- data10：27.2±
- 唱片公司：太陽的繞銀河公轉週期
- data11：240 Myr
- 唱片公司：旋臂模式公轉週期
- data12：220–360 Myr
- 唱片公司：棒模組公轉週期
- data13：100–120 Myr
- 唱片公司：相對於CMB的速度靜止參考系
- data14：552 ± 6 km/s