Pels articles omonims, vejatz Camin de Sant Jaume (omonimia).

Lo Chamin de Sant Jaume (var. Camin de Sant Jaume) o la Via Lachenca (var. Via Lactèa) es la galaxia onte se tròban lo Sistèma Solar e la Tèrra. Es una galaxia espirala barraa de 100 a 400 miliards d'estelas. Es conegua despuei la Preïstòria car forma una faissa blanchassa dins lo ceu nuechenc. Pasmens, sa natura precisa demorèt ignoraa fins au desvolopament de l'astronomia moderna.

Lo Chamin de Sant Jaume dins lo cèu nuechenc de l'emisferi nòrd.

La Via Lachenca es la segonda galaxia mai importanta dau Grop Locau, l'ensemble de las galaxias situaas dins la vesinança de la Terra. A un diametre de 100 000 a 120 000 ans lutz e se seriá formaa rapidament après lo Big Bang. Son estructura actuala seriá aparegua fai 7 a 10 miliards d'ans. Plusors galaxias satellitas orbitan a l'entorn de son centre galactic. Las doas mai importantas son los dos Nívols de Magellan. Dins quatre miliards d'ans, la Via Lachenca deuriá intrar en collision e fusionar amb la Galaxia d'Andromeda. Lo resultat serà probablament una galaxia elliptica.

Istòria modificar

Las observacions e teorias anticas modificar

D'observacions dau Chamin de Sant Jaume son atestaas tre l'Antiquitat dins mai d'una region. D'efiech, la concentracion d'estelas dau plan galactic es aisament visibla de nuech. Plusors legendas e racontes mitologics foguèron escrichs per explicar sa preséncia. Las prumieras temptativas d'explicacions « racionalas » foguèron l'òbra de filosòfs grecs. Aristòtel (384-322 avC), dins lo quadre de son Univèrs compausat d'esferas perfectas, la considerèt coma un fenomene atmosferic situat dins la region sublunana[1]. Teofrast (371-288 avC), un discípol d'Aristòtel, pensava que la Via Lachenca èra la sutura dels dos emisferis de l'esfera celestiala[2].

Pasmens, la vision d'Aristòtel èra pas unica en Grècia. Democrit (v. 460-370 avC) e Anaxagores (v. 500-428 avC) pensava que la Via Lachenca èra constituïda d'una multituda d'estelas luechencas e tròp pichonas per èsser observablas a uelh nud. Aquela concepcion èra probablament originària d'Índia[3][4].

Au segle II apC, Claudi Ptolemeu (v. 100-168 apC) sintetizèt lo saber antic sus lo Chamin de Sant Jaume dins son òbra principala, l'Almagest. Principalament inspirat per las concepcions aristotelicianas, lo sistema de Ptolemeu èra compausat d'un ensemble d'esferas centraas sus una Tèrra situaa au centre de l'Univèrs. Per eu, la Via Lachenca èra donc pereu un fenomene meteorologic.

Lo periòde medievau modificar

Durant l'Edat Mejana, las ideias de Ptolemeu se difusèron dins lo monde arabomusulman, eiretier de la mager part dau saber grec ancian. Se mantenguèron pereu en Euròpa, siá gràcias a un accès dirècte als textes antics siá gràcias a la difusion de traduccion d'obratges arabis. Demorèron preponderantas fins au segle XV en despiech de contestacions recurrentas. Per exemple, tre lo segle VI, lo filosòfe neoplatonician Olimpiodòr lo Jove (495-570) contestèt la natura meteorologic de la Via Lachenca per dos arguments : las planetas passan davant la Via Lachenca dins lo ceu e la Via Lachenca a ges d'efiech sus la parallaxi[5].

Durant lo resta de l'Edat Mejana, plusors astronòms arabis e persans avancèron d'arguments seriós en favor d'una origina estellara, sensa sapar l'autoritat acordat a l'Almagest. Per Al-Biruni (v. 973-1050), lo Chamin de Sant Jaume èra un achampament d'estelas nebulosas nombrosas. Alhazen (v. 965-1040) refutèt la teoria de Ptolemeu en mesurant la parallaxi de la Via Lachenca. Coma Olimpiodòr, trobèt un resultat nul indicant una distància fòrça importanta[6][7]. Enfin, au segle XII, Avempace suggeriguèt qu'un fenomene de refraccion engendrat per l'atmosfera empachava de veire distintament las estelas formant la Via Lachenca. En 1117, sostenguèt sa tesi en observant l'aspecte de Mart durant una conjoncion amb Jupitèr[8].

L'aparicion dels instruments d'observacion e la conjectura de Kant modificar

 
Esquema de la galaxia segon William Herschel.

En 1610, Galileo Galilei (1564-1642) observèt la Via Lachenca amb son telescòpi. Aquò li permetèt d'establir sa natura « d'amàs d'estelas pichonas »[9]. Durant lo segle XVIII, lo progrès tecnic e la multiplicacion de las observacions permetèron l'emergéncia de plusors modeles per explicar sa natura e son estructura. En 1734, lo Suedés Emanuel Swedenborg (1688-1772) avancèt l'ideia que las galaxias èran d'univèrs-illas[10]. Quauques ans mai tard, en 1750, Thomas Wright (1711-1786) prepausèt un modele de nívol aplatit en forma de disc. Lo Soleu fasiá partia d'aquelas estelas[11]. Lo filosòf Jean-Henri Lambert (1728-1777) arribèt a la meteissa conclusion en 1761[10].

En 1755, lo filosòf Immanuel Kant (1724-1804) conjecturèt que lo Chamin de Sant Jaume poguèsse èsser un objecte en rotacion compausat d'un gròs nombre d'estelas retenguas per la gravitat. Suggeriguèt pereu que de « nebulosas » visiblas dins lo ceu nuechenc èran en realitat d'autras galaxias[12]. En 1796, dins un obratge de vulgarizacion intitulat Exposicion dau Sistema dau Monde, Pierre-Simon de Laplace (1749-1827) desvolopèt una ideia identica[13].

A la fin dau segle XVIII, William Herschel (1738-1822) publiquèt la prumiera descripcion scientifica de la Via Lachenca en realizant un inventòri de las estelas presentas dins las diferentas regions dau ceu. Aquò lo menèt a plaçar lo Soleu a proximitat dau centre galactic, çò qu'es erroneu. De mai, per posicionar las autras estelas, se fondèt sus d'ipotesis egalament faussas : luminositat intrinseca identica, relacion de proporcionalitat entre la distància e la magnitud aparenta e abséncia d'extincion interestellara[4]. En 1845, las observacions de William Parsons (1800-1867) li permetèron de diferenciar galaxias ellipticas e galaxias espiralas. Destrièt pereu de fònts luminosas distintas dins de « nebulosas », çò que renforcèt la conjectura de Kant.

Lo Grand Debat modificar

Article detalhat: Grand Debat (astronomia).

En 1917, Heber Curtis (1872-1942) observèt la nòva SN 1885A dins la « Granda Nebulosa d'Andromeda ». En estudiant d'imatges fotografics mai ancians, descurbiguèt onze nòvas suplementàrias e calculèt sa luminositat. En mejana, obtenguèt una valor detz còps inferioras a las autras nòvas. Establiguèt ansin a la distància entre la Via Lachenca e la « Granda Nebulosa » a 450 000 ans lutz. Venguèt ansin un partisan de la teoria dels univèrs-illas e considerèt las galaxias espiralas coma de galaxias independentas[14]. Aquò entraïnèt lo Grand Debat entre Heber Curtis e Harlow Shapley (1885-1972). Lo segond èra opausat a l'existéncia de galaxias independentas, mas deguèt s'enclinar en 1924 après la descubèrta d'una estela variabla cefeida dins la Nebulosa d'Andromeda, desenant vengua la Galaxia d'Andromeda[15][16].

L'estudi moderne dau Chamin de Sant Jaume modificar

Après l'achabament dau Grand Debat, los astronòms comencèron d'estudiar las estructuras galacticas per determinar la posicion dau Soleu dins la galaxia e l'organizacion generala de la Via Lachenca. En 1920, Jacobus Kapteyn (1851-1922) prepausèt un modele de galaxia elliptica d'un diametre de 50 ans lutz. Lo Soleu i èra plaçat vers lo centre. Dos ans mai tard, mostrèt lo fenomene de rotacion galactic. Pasmens, lo modèl elliptic pausava de problemas. En 1930, Robert Jules Trumpler (1886-1956) suggeriguèt un modele de galaxia espirala dotat d'un bulb centrau que s'impausèt rapidament au sen de la comunautat scientifica.

Après la Segonda Guerra Mondiala, los mejans tecnics permetèron de destriar d'estructuras mai finas. Ansin, a partir dels ans 1950, plusors braç espiraus foguèron descubèrts. Uei, cinc braç principaus son estats identificats, mas existís pereu de braç menors mens ben coneguts. Dins los ans 1990, l'existéncia d'una barra centrala foguèt pauc a pauc sospichaa. Aquò foguèt confirmaa en 2005 amb las mesuras realizaas per lo telescòpi espaciau Spitzer. En parallele, avancèt pauc a cha pauc l'ideia de la preséncia d'un trauc negre supermassís au centre de la galaxia. Associat amb la fònt de raionaments X Sagittarius A*, foguèt descubert en 1974[17]. Pasmens, l'acceptacion de la natura de l'objecte avancèt lentament. Passèt d'etapas decisivas dins lo corrent dels ans 2000-2010 amb la descuberta d'objectes similars dins d'autras galaxias. Finalament, lo trauc negre, d'una massa estimaa a 4,152 milions de massas solaras[18], foguèt fotografiat en 2022 per una còla internacionala.

Formacion e evolucion modificar

Segon las conoissenças actualas, la formacion de las galaxias es la consequéncia de concentracions de matèria formaas après lo Big Bang. La Via Lachenca se seriá ansin formaa a partir d'una d'aquelas concentracions. La data d'aquel eveniment es pas conegua, mas aguèt probablament luòc fai 10 a 13,5 miliards d'ans coma per la màger part de las autras galaxias. A partir de l'estudi de la formacion de l'amàs globular M4, un temps de 12 a 13,5 miliards d'ans es frequentament avançat[19]. L'estudi de las estelas mai vielhas de la galaxia dona de temps similars : 13,2 miliards d'ans per HE 1523-0901[20] e 13,6 miliards d'ans per HD 140283[21].

A l'origina, la Via Lachenca aviá probablament una forma esferica e absorbiguèt probablament una galaxia de la talha dau Grand Nívol de Magellan fai 10 miliards d'ans[22]. En revenge, despuei aquela data, i aguèt ges de fusion amb una autra galaxia importanta. Lo disc galactic e los braç espiraus se serián formats fai 7,1 a 10,5 miliards d'ans[23].

Los calculs actuaus permèton de preveire una collision entre lo Chamin de Sant Jaume e lo Grand Nívol de Magellan dins un miliard d'ans[24]. Puei, dins quatre miliards, una collision ben mai importanta aurà luòc entre la Via Lachenca e la galaxia d'Andromeda[25]. Aquò entraïnarà la formacion d'una galaxia elliptica e, gràcias a la mescla dels gas contenguts dins las doas galaxias, un intens periòde de formacion d'estelas. Aquò deuriá durar un miliard d'ans. Puei, dins cinc miliards d'ans, la formacion estellara deuriá venir rara dins la galaxia eissia de la fusion de la Via Lachenca e de la galaxia d'Andromeda.

Caracteristicas e estructura modificar

Talha e massa modificar

La Via Lachenca es la segonda mai granda galaxia dau Grop Locau après la galaxia d'Andromeda. Lo diametre de son disc es estimat entre 100 000 e 120 000 ans lutz. Pasmens, d'observacions menaas amb los telescòpis LAMOST e SDSS suggerisson un diametre de 200 000 ans lutz. Mas las estelas serián raras dins la region situaa en delà de 120 000 ans lutz[26]. L'espessor dau disc es de 1 000 ans lutz en mejana[27].

L'estimacion de la massa de la Via Lachenca varia segon los metòdes utilizats per faire lo calcul. Los resultats actuaus van de 5,8.1011 a 2,3.1012 massas solaras[28][29]. Pasmens, la màger part dels estudis pervenon a una valor compresa entre 1 e 1,5.1012 massas solaras[30]. La determinacion de la massa de matèria negra, « matèria » ipotetica invisibla mas sensibla a la gravitat, es la causa principala d'aquela incertituda. D'efiech, segon las conoissenças actualas, aquela matèria seriá lo compausant mai important de la galaxia[31].

Composicion modificar

La Via Lachenca es compausaa de 100 a 400 miliards d'estelas[32]. L'incertitud es la consequéncia de la dificultat de deteccion de las estelas pichonas e pauc lusentas que semblan d'èsser relativament nombrosas. Lo nombre de nebulosas planetàrias es estimat a 3 000. Lo nombre de planetas es desconegut, mas lo nombre important d'exoplaneta descubertas suggerís un nombre fòrça important.

Estructura modificar

Generalitats e quadrants galactics modificar

 
Vista d'artista de la Via Lachenca.

Segon las conoissenças actualas, la Via Lachenca seriá una galaxia espirala barraa de tipe SB(rs)bc II[33]. Es donc compausaa d'un centre galactic, d'una barra centrala e d'un disc contenent de braç espiraus.

Per se reperar dins la galaxia, un sistema de coordenaas es estat creat per los astronòms[34]. Per convencion, lo Soleu es plaçat au pòl nòrd galactic e lo Chamin dau Sant Jaume es devesit en quatre sectors circulars dichs « quadrants galactics ». La mieja drecha que va dau Soleu au centre galactic es associat a l'angle 0°. Los quadrants son ansin definits :

  • 1èr quadrant galactic : 0° ≤ longituda () ≤ 90°.
  • 2nd quadrant galactic : 90° ≤ ≤ 180°.
  • 3en quadrant galactic : 180° ≤ ≤ 270°.
  • 4en quadrant galactic : 270° ≤ ≤ 360°.

Lo centre galactic modificar

 
Fotografia dau disc d'accrecion de Sagittarius A*.
Article detalhat: Centre galactic.

Lo centre galactic pòu èsser assimilat a una esfera de 10 000 ans lutz. Es una region contenent una concentracion auta d'estelas vielhas[35]. La barra centrala de la galaxia se tròba pereu dins la region. Sa longor es estimaa entre 3 000 e 16 000 ans lutz e podriá èsser constituïda de doas barras distintas[36]. Conten una part importanta de l'idrogene molecular de la galaxia e, vista despuei l'exterior, deu n'èsser la region mai luminosa.

Lo centre galactic assosta un trauc negre supermassís que sa massa es estimaa entre 4,1 e 4,5 milions de massas solaras[37]. Lo trauc negre es assimilat a la fònt de raionaments X Sagittarius A*. En mai de 2022, una fotografia dau disc d'accrecion foguèt presa per un ensemble de radiotelescòpis.

Los braç espiraus modificar

 
Esquema presentant la posicion dau Soleu, dau centre galactic e dels braç espiraus actualament identificats.

Dins las regions alunchaas de l'influéncia gravitacionala de la barra centrala, las estelas e los nívols de gas e de poussa forman un ensemble de braç espiraus. Au mens quatre estructuras d'aqueu tipe son estaas identificaas[38]. Las mai importantas regions de formacion d'estelas se tròban dins los braç[39][40]. Pasmens, lo nombre de braç e lor posicion precisa son pas encara segurs. D'efiech, lor deteccion es pas simpla e las regions situaas a l'opausat dau centre galactic son pas directament observablas. Cau nòtar que las zònas situaas entre los braç son pas vuejas : contenon solament una concentracion mai febla d'estelas, de gas e de poussa.

La ròda galactica e las galaxias satellitas modificar

Lo disc galactic es enviroutat per una ròda, mai o mens esferica, qu'es compausaa de gas, d'estelas vielhas e d'amàs globulars. 90 % d'aquelos objectes se situan a mens de 100 000 ans lutz dau centre galactic[41]. Pasmens, quauques amàs globulars, coma PAL 4 e AM1, orbitan a mai de 200 000 ans lutz. Aperaquí 40 % dels amàs seguisson una orbita retrograa. Lo gas de la ròda es fòrça diluït, çò que permet pas la formacion d'estelas dins la region.

Lo satellit mai important dau Chamin de Sant Jaume es lo Grand Nívol de Magellan, una galaxia espirala barraa nana situaa a 163 000 ans lutz[42]. Deuriá fusionar amb la Via Lachenca dins 1 a 2,4 miliards d'ans[43]. Lo segond satellit mai important es lo Pichon Nívol de Magellan, una galaxia nana irregulara que se situa a 199 000 ans lutz dau centre galactic. D'autras galaxias nanas, mens importantas, orbitan a l'entorn dau Chamin de Sant Jaume. Totes aquelos satellits son estats desformats per las fòrças de marèia, çò qu'entraïnèt la formacion de corrents d'estelas e de gas entre aquelas galaxias e la galaxia nòstra.

La rotacion galactica modificar

Las estelas e lo gas de la Via Lachenca orbitan a l'entorn dau centre galactic a de velocitats compresas entre 210 e 240 km/s. Aqueu fenomene es pas explicat car las velocitats observaas seguisson pas las leis de Kepler. Aquò es sovent vist coma una pròva de l'existéncia de la matèria negra. Dins aquò, la natura d'aquela matèria es pas encara ben determinaa. Son existéncia es pereu encara contestaa per una partia de la comunautat scientifica.

Observacion modificar

Observacion a uelh nud modificar

 
Observacion multiespectrala de la Via Lachenca.

L'observacion de la Via Lachenca a uelh nud es relativament facila dins un ceu sorn. D'efiech, aparéis coma una faissa clara de lutz blancha que percor tota la vòuta celesta de Cassiopèa a la Crotz dau Sud. S'i concentra un nombre d'estelas ben mai important que dins las autras regions dau ceu. Las regions mai luminosas se situan dins l'aisse de las constellacions de l'Escorpion, dau Sagitari e dau Serpentari, es a dire dins la direccion dau centre galactic. Pasmens, la faissa blancha es de còps interrompua per de regions sornas que correspòndon a de nebulosas sornas. La disposicion particulara dau Chamin de Sant Jaume dins lo ceu nuechenc es degua a l'enclinason relativament importanta entre lo plan orbitau de la Terra – l'ecliptica – e lo plan eqüatoriau de la galaxia. En causa dau fenomene de precession dels equinòccis, aquela enclinason varia sensiblament en foncion de l'epòca.

Observacion amb d'instruments modificar

L'observacion de la Via Lachenca amb d'instruments permet d'observar mai de detalhs. Pasmens, la rechercha scientifica necessita d'observar las estructuras galacticas dins de raionaments non visibles. D'efiech, los nívols de gas e de poussa de la region centrala blocan rapidament l'observacion d'aquelas zònas dins lo domeni visible. En revenge, los raionaments X passan aisament aquelos nívols, çò que permet d'observar lo trauc negre centrau. En causa de las particularitats de l'observacion astronomia dins aquelos raionaments, fòrça telescòpis dedicats a l'observacion de la Via Lachenca son plaçats en orbita a l'entorn de la Tèrra.

Annexas modificar

Liames internes modificar

Bibliografia modificar

  • (fr) Frédéric Chaberlot, La Voie Lactée : Histoire des conceptions et des modèles de notre galaxie des temps anciens aux années 1930, CNRS, 2003.
  • (fr) Ferdinand Hoefer, Histoire de l'astronomie depuis ses origines jusqu'à nos jours, París, Hachette, 1873.
  • (fr) Jean-Pierre Luminet e Marc Lachièze-Rey, De l'infini... : Mystères et limites de l'Univers, París, Dunod, 2005.
  • (en) Fulvio Melia, The galactic supermassive black hole, Princeton, PUP, abriu de 2007.
  • (en) Steven Weinberg (trad. Jean-Benoit Yelnik), Les Trois Premières Minutes de l'Univers, París, Seuil, coll. « Point », 1978.

Nòtas e referéncias modificar

  1. Aristòtel, Meteorologicas, I, 8, 345.
  2. Macròbi, Commentaris dau sòmi de Scipion, chapitre XV.
  3. (fr) Ferdinand Hoefer, Histoire de l'astronomie depuis ses origines jusqu'à nos jours, París, Hachette, 1873, p. 117.
  4. 4,0 et 4,1 (fr) Frédéric Chaberlot, La Voie Lactée : Histoire des conceptions et des modèles de notre galaxie des temps anciens aux années 1930, CNRS, 2003.
  5. (en) Tofigh Heidarzadeh, A History of Physical Theories of Comets. From Aristotle to Whipple, Springer, 2008, pp. 23-25.
  6. (en) Mohamed Mohaini, Great Muslim Mathematicians, Penerbit UTM, 2000, pp. 49-50.
  7. (en) Hamid-Eddine Bouali, Mourad Zghal, Zohra Ben Lakhdar, « Popularisation of Optical Phenomena: Establishing the First Ibn Al-Haytham Workshop on Photography [archive] », The Education and Training in Optics and Photonics Conference, 2005.
  8. (en) Josep Puig Montada, intraa « Ibn Bajja », Stanford Encyclopedia of Philosophy, consultat lo 11 de julhet de 2008.
  9. (fr) Ludovico Geymonat (trad. Françoise-Marie Rosset e Sylvie Martin), Galilée, París, Éditions du Seuil, coll. « Sciences », 1992, p. 58.
  10. 10,0 et 10,1 (fr) Jean-Pierre Luminet e Marc Lachièze-Rey, De l'infini... : Mystères et limites de l'Univers, París, Dunod, 2005, p. 48.
  11. (fr) Steven Weinberg (trad. Jean-Benoit Yelnik), Les Trois Premières Minutes de l'Univers, París, Seuil, coll. « Point », 1978, p. 26.
  12. (de) Immanuel Kant, Allgemeine Naturgeschichte und Theorie des Himmels, Fischer, 1755, pp. 2-3.
  13. (fr) Stephen Jay Gould, Antilopes, dodos et coquillages : ultimes réflexions sur l'histoire naturelle, París, Seuil, coll. « Points / Sciences », 2008, pp. 255-257.
  14. (en) H. D. Curtis, « Novae in spiral nebulae and the Island Universe Theory », Publications of the Astronomical Society of the Pacific, vol. 100,‎ 1988, p. 6.
  15. (en) Allan Sandage, « Edwin Hubble, 1889–1953 », Journal of the Royal Astronomical Society of Canada, vol. 83, n° 6,‎ 1989, pp. 351-356.
  16. (en) Steven Weinberg (trad. Jean-Benoit Yelnik), Les Trois Premières Minutes de l'Univers, París, Seuil, coll. « Point », 1978, pp. 28-31.
  17. (en) W. Miller Goss, Robert L. Brown e K. Y. Lo, « The discovery of Sgr A* », Astronomical Notes / Astronomische Nachrichten, John Wiley & Sons, vol. 324, n° S1 « Proceedings of the Galactic Center Workshop 2002: The central 300 parsecs of the Milky Way »,‎ setembre de 2003, pp. 497-504.
  18. (en) Florian Peissker, Andreas Eckart e Marzieh Parsa, « S62 on a 9.9 year orbit around the supermassive black hole in the center of our galaxy », 'The Astronomer's Telegram, n° 12979,‎ 1èr d'aost de 2019.
  19. (en) L. M. Krauss e B. Chaboyer, « Age Estimates of Globular Clusters in the Milky Way: Constraints on Cosmology », Science, vol. 299, n° 5603,‎ 2003, pp. 65-69.
  20. (en) A. Frebel, N. Christlieb, J. E. Norris, C. Thom, T. C. Beers e J. Rhee, « Discovery of HE 1523-0901, a strongly r-process-enhanced metal-poor star with detected uranium », The Astrophysical Journal, vol. 660, n° 2,‎ 2007, p. L117.
  21. (en) H. E. Bond, E. P. Nelan, D. A. VandenBerg, G. H. Schaefer e D. Harmer, « HD 140283: A Star in the Solar Neighborhood that Formed Shortly After the Big Bang », The Astrophysical Journal, vol. 765, n° 1,‎ 13 de febrier de 2013, p. L12.
  22. (en) Amina Helmi, Carine Babusiaux, Helmer H. Koppelman, Davide Massari e Jovan Veljanoski, « The merger that led to the formation of the Milky Way’s inner stellar halo and thick disk », Nature, vol. 563, n° 7729,‎ 2018, pp. 85-88.
  23. (en) E. F. del Peloso, « The age of the Galactic thin disk from Th/Eu nucleocosmochronology. III. Extended sample », Astronomy and Astrophysics, vol. 440, n° 3,‎ 2005, pp. 1153-1159.
  24. (en) Marius Cautun, Alis J Deason, Carlos S Frenk e Stuart McAlpine, « The aftermath of the Great Collision between our Galaxy and the Large Magellanic Cloud », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 483, n° 2,‎ 2019, pp. 2185–2196.
  25. (en) S. J. Mutch, D. J. Croton e G. B. Poole, « The Mid-life Crisis of the Milky Way and M31 », The Astrophysical Journal, vol. 736, n° 2,‎ 2011, p. 84.
  26. (en) M. López-Corredoira, C. Allende Prieto, F. Garzón, H. Wang, C. Liu e L. Deng, « Disk stars in the Milky Way detected beyond 25 kpc from its center », Astronomy & Astrophysics, vol. 612,‎ 2018, p. L8.
  27. (en) Hans-Walter Rix e Jo Bovy, « The Milky Way's Stellar Disk », The Astronomy and Astrophysics Review,‎ 2013.
  28. (en) I. D. Karachentsev e O. G. Kashibadze, « Masses of the local group and of the M81 group estimated from distortions in the local velocity field », Astrophysics, vol. 49, n° 1,‎ 2006, pp. 3-18.
  29. (en) Laura Watkins, Roeland P. van der Marel, Sangmo Tony Sohn e N. Wyn Evans, « Evidence for an Intermediate-Mass Milky Way from Gaia DR2 Halo Globular Cluster Motions », acceptat per publicacion dins The Astrophysical Journal,‎ 8 de febrier de 2019, [1].
  30. (en) P. J. McMillan, « Mass models of the Milky Way », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 414, n° 3,‎ julhet de 2011, pp. 2446-2457.
  31. (en) Theo Koupelis e Karl F. Kuhn, In Quest of the Universe, Jones & Bartlett Publishers, 2007, p. 492.
  32. Còntra probablament 1 000 miliards dins la galaxia d'Andromeda e 60 miliards per la galaxia dau Triangle (Jason S. Kalirai, Rachael L. Beaton, Marla C. Geha, Karoline M. Gilbert, Puragra Guhathakurta, Evan N. Kirby, Steven R. Majewski, James C. Ostheimer, Richard J. Patterson e Joe Wolf, « Evidence for an Intermediate-Mass Milky Way from Gaia DR2 Halo Globular Cluster Motions », vol. 873, n° 2, 2018, p. 118 e Laura L. Watkins, Roeland P. van der Marel, Sangmo Tony Sohn e N. Wyn Evans, « Evidence for an Intermediate-Mass Milky Way from Gaia DR2 Halo Globular Cluster Motions », The Astrophysical Journal, vol. 873, n° 2, 2019, p. 118.).
  33. (en) Hartmut Frommert e Christine Kronberg, « Classification of the Milky Way Galaxy », Students for the Exploration and Development of Space (SEDS), 2005.
  34. (en) A. Blaauw, C. S. Gum, J. L. Pawsey e G. Westerhout, « The new I. A. U. system of galactic coordinates (1958 revision) », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 121, n° 2,‎ 1960, pp. 123-131.
  35. (en) J. Grant e B. Lin, « The Stars of the Milky Way », Fairfax Public Access Corporation, 2000.
  36. (en) S. Nishiyama, T. Nagata, D. Baba, Y. Haba, R. Kadowaki, D. Kato, M. Kurita, C. Nagashima e T. Nagayama, « A distinct structure inside the Galactic bar », The Astrophysical Journal, vol. 621, n° 2, 2005, p. L105.
  37. (en) A. M. Ghez, S. Salim, N. N. Weinberg, J. R. Lu, T. Do, J. K. Dunn, K. Matthews, M. R. Morris, S. Yelda, E. E. Becklin, T. Kremenek, M. Milosavljevic e J. Naiman, « Measuring distance and properties of the Milky Way's central supermassive black hole with stellar orbits », The Astrophysical Journal, vol. 689, n° 2, decembre de 2008, pp. 1044-1062.
  38. (en) E. Churchwell, B. L. Babler, M. R. Meade, B. A. Whitney, R. Benjamin, R. Indebetouw, C. Cyganowski, T. P. Robitaille e M. Povich, « The Spitzer/GLIMPSE surveys: a new view of the Milky Way », Publications of the Astronomical Society of the Pacific, vol. 121, n° 877, 2009, pp. 213-230.
  39. (en) J. H. Taylor e J. M. Cordes, « Pulsar distances and the galatic distribution of free electrons », The Astrophysical Journal, vol. 411, 1993, p. 674.
  40. (en) T. M. Dame, D. Hartmann e P. Thaddeus, « The Milky Way in Molecular Clouds: A New Complete CO Survey », The Astrophysical Journal, vol. 547, n° 2 , 2001, pp. 792-813.
  41. (en) William E. Harris, « Catalog of Parameters for Milky Way Globular Clusters: The Database », SEDS, febrier de 2003.
  42. (en) G. Pietrzyński, D. Graczyk, A. Gallenne et al., « A distance to the Large Magellanic Cloud that is precise to one per cent », Nature, vol. 567, 16 de març de 2019, pp. 200-203.
  43. (en) Stuart McAlpine, Carlos S. Frenk, Alis J. Deason e Marius Cautun, « The aftermath of the Great Collision between our Galaxy and the Large Magellanic Cloud », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 483, n° 2, 2019, pp. 2185-2196.