KÍCH THƯỚC VÀ CẤU TẠO CỦA THIÊN HÀ CHÚNG TA
Dựa vào kết quả thống kê của mình Hecsen bắt đầu xác định được kích thước của Thiên Hà. Ông kết luận rằng hệ sao của chúng ta có kích thước hữu hạn và có hình dạng đại loại như một cái đĩa dày: trong mặt phẳng của Ngân Hà nó trải dài không quá 850 đơn vị, còn ở hướng vuông góc chỉ có 200 đơn vị, nếu quy góc khoảng cách đến sao Thiên Lang (Sirius) là một đơn vị. Theo thang độ khoảng cách hiện nay, kích thước đó bằng 7300 x 1700 năm ánh sáng.
Sự ước lượng đó phản ánh đúng cấu trúc của Ngân Hà. Tuy nhiên nó rất thiếu chính xác, bởi vì ngoài những vì sao ở trên da Thiên Hà, còn có vô số những đám mây bụi khí, làm giảm bớt ánh sáng của những vì sao ở xa. Những người đầu tiên nghiên cứu Thiên Hà không biết điều đó (hiện tượng vật chất hấp thụ ánh sáng) và cho rằng họ nhìn thấy tất cả các vì sao của Thiên Hà. Kích thước thật của Thiên Hà chỉ được xác định tương đối chính xác trong thế kỉ XX. Té ra Thiên Hà có cấu tạo dạng gần mặt phẳng hơn so với sự đánh giá trước đây. Đường kính của của Thiên Hà vượt quá 100000 năm ánh sáng, bề dày khoảng 1000 năm ánh sáng. Bề ngoài của Thiên Hà gởi đến hình ảnh của hạt đậu ván phồng lên ở giữa.
Bởi vì hệ Mặt Trời gần như nằm trên mặt phẳng của Thiên Hà chứa đầy vật chất hấp thụ, rất nhiều cấu tạo chi tiết của Ngân Hà bị che khuất khỏi tầm nhìn của những nhà quan sát trên Trái Đất. Tuy nhiên có thể nghiên cứu chúng qua những thiên hà khác, giống như Thiên Hà của chúng ta. Vào những năm 40 của thế kỷ XX, khi theo dõi thiên hà M31, được biết đến với tên gọi phổ biến là tinh vân Tiên Nữ, nhà thiên văn người Đức làm việc ở Mỹ Vantơ (Oantơ) Baađơ cho rằng: đĩa dạng thấu kính của thiên hà khổng lồ này lọt thỏm trong những đám mây sao loãng hơn hình cầu được gọi là quầng (halo). Bởi vì tinh vân Tiên Nữ rất giống Thiên Hà của chúng ta nên Baađơ cho rằng nó có cấu tạo cơ bản tương tự như dải Ngân Hà. Những vì sao của đa Thiên Hà được gọi là cư dân loại một, còn những vì sao của quầng (phần khối cầu) được gọi là cư dân loại II.
Những cuộc nghiên cứu ngày nay đã chỉ ra rằng 2 loại dân cư này khác nhau không những ở vị trí không gian mà còn ở đặc tính chuyển động và thành phần hoá học. Những đặc điểm đó trước hết gắn liền với sự khác nhau về nguồn gốc của đĩa và phần khối cầu.
Quầng (halo): Biên giới của Thiên Hà chúng ta được xác định bởi kích thước của quầng. Bán kính của quầng lớn hơn hẳn kích thước của đĩa và theo một vài số liệu thì nó đạt tới vài trăm nghìn năm ánh sáng. Tâm đối xứng của quầng trùng với târn đĩa Thiên Hà.
Quầng được tạo ra bởi những vì sao rất già, không sáng và có khối lượng nhỏ. Người ta bắt gặp chúng cả đơn lẻ lẫn dưới dạng các quần sao cầu, quần sao cầu có thể chứa đến hơn một triệu vì sao. Độ tuổi của cư dân phần khối cầu ở Thiên Hà là hơn 12 tỷ năm. Độ tuổi này thường được coi là độ tuổi của chính Thiên Hà. Đặc điểm của sao vùng quầng là chỉ có một phần cực kỳ ít các nguyên tố hoá học nặng ở trong chúng. Những vì sao tạo thành các quần sao cầu này có chứa kim loại ít hơn hàng trăm lần so với Mặt Trời.
Các sao của phần quầng tụ tập chủ yếu dồn về tâm Thiên Hà. Phần trung tâm, phần dày đặc nhất của quầng ở trong phạm vi cách tâm Thiên Hà vài nghìn năm ánh sáng được gọi là bầu (tiếng Anh: bulge nghĩa là "chỗ lồi"; tiếng Pháp: bulbe = củ hành, bầu).
Các sao và quần sao của quầng chuyển động xung quanh tâm Thiên Hà theo quỹ đạo rất thuôn dài. Do sự chuyển động của từng ngôi sao riêng biệt rất hỗn loạn (có nghĩa là vận tốc của những ngôi sao cạnh nhau có thể có những hương rất khác nhau), nên cả quầng sao nói chung quay rất chậm.
ĐĨA (tiếng Anh: disc, tiếng Pháp: disque). So với quầng, đĩa quay nhanh hơn rõ rệt. Vận tốc quay của nó không đồng nhất ở những khoảng cách khác nhau tính từ tâm ra. Vận tốc tăng rất nhanh, từ 0 ở tâm lên đến 200 - 240 km/s khi cách tâm 2000 năm ánh sáng sau đó giảm một chút và lại tăng lên xấp xỉ với vận tốc cũ, và khi ở xa hơn nữa vận tốc sẽ gần như không thay đổi. Sự nghiên cứu đặc điểm quay của đĩa đã giúp ta ước lượng được khối lượng của nó. Vậy là khối lượng của nó gấp 150 tỷ lần khối lượng Mặt Trời. Cư dân của đĩa khác rất nhiều cư dân của quầng. Ở gần mặt phẳng của đĩa quy tụ những vì sao và những quần sao trẻ, có độ tuổi không quá 1 tỷ năm. Trong số chúng có rất nhiều sao sáng và nóng. Khí ở đĩa Thiên Hà cũng tập trung chủ yếu ở gần mặt phẳng của đĩa. Nó phân bố không đều, tạo thành vô số những đám mây khí - từ những đám mây khổng lồ có cấu trúc không đồng nhất với độ choán một vài nghìn năm ánh sáng đến những đám mây nhỏ với kích thước không lớn hơn 1 parsec. Nguyên tố hoá học chủ yếu trong Thiên Hà của chúng ta là hyđrô. Khoảng 1/4 vật chất Thiên Hà là khí hêli. Ngoài 2 nguyên tố chủ yếu đó những nguyên tố hoá học khác có mặt với số lượng rất ít. Tính trung bình, thành phần hoá học của các sao và của khí trong đĩa cũng gần giống như ở Mặt Trời.
LÕI hay còn gọi là NHÂN (tiếng Anh: nucleus, tiếng Pháp: noyau). Một trong những vùng thú vị nhất của Thiên Hà là vùng trung tâm, hay còn gọi là lõi phân bố theo hướng chòm sao Cung Thủ.
Bức xạ nhìn thấy được của vùng trung tâm Thiên Hà còn bị tầng tầng lớp lớp vật chất hấp thụ che khuất hoàn toàn khỏi tầm mắt chúng ta. Vì vậy người ta chỉ bắt đầu nghiên cửu vùng này sau khi chế tạo được các máy thu bức xạ hồng ngoại và bức xạ sóng vô tuyến là những loại bức xạ bị hấp thụ ở mức độ ít hơn.
Đặc tính của vùng trung tâm Thiên Hà là sự tập trung rất lớn các sao: trong mỗi một parsec khối gần tâm chứa tới nhiều nghìn ngôi sao. Khoảng cách giữa các vì sao nhỏ hơn hàng chục, hàng trăm lần so với vùng phụ cận (ngoại vi) Mặt Trời. Nếu như chúng ta sống ở một hành tinh gần một ngôi sao trong vùng gần lõi Thiên Hà thì chúng ta sẽ thấy trên bầu trời hàng chục vì sao có độ sáng ngang bằng với Mặt Trăng và hàng vạn vì sao sáng hơn rất nhiều lần so với vì sao sáng nhất trên bầu trời của chúng ta. Ngoài một số lượng lớn các sao ở vùng trung tâm Thiên Hà, còn quan sát thấy đĩa khí gần lõi, được tạo nên bởi khí hyđrô phân tử. Bán kính của nó lớn hơn 1000 năm ánh sáng. Gần tâm hơn là các vùng hyđrô bị ion hoá và vô số nguồn bức xạ hồng ngoại minh chứng về quá trình tạo thành các sao đang diễn ra ở đó. Chính giữa tâm Thiên Hà người ta phỏng đoán là có thể tồn tại một loại thiên thể đặc nhỏ có khối lượng lớn: lỗ đen, với khối lượng cỡ 1 triệu lần khối lượng Mặt Trời. Ở tâm còn có nguồn sóng vô tuyến mạnh Sagittarius A mà nguồn gốc có liên quan đến tính phát xạ của lõi.
CÁC TAY XOẮN. Một trong những hình khối thấy rõ nhất trong đĩa các Thiên Hà là các tay xoắn hay nhánh xoắn (tiếng Anh: spiral arm; tiếng Pháp: bras spiral). Chính các tay xoắn này đã là lý do để các thiên hà loại này có tên gọi là các thiên hà xoắn. Các tay xoắn của Thiên Hà chúng ta rất phát triển. Dọc theo các tay xoắn tập trung chủ yếu những vì sao trẻ nhất nhiều tập sao và quần sao mở, có cả những chuỗi mây dày đặc của khí giữa các sao, nơi đang tiếp tục hình thành những vì sao. Trong các tay xoắn có vô số những sao biến quang và bùng sáng. Khác với quầng, nơi mà hiếm khi có các dấu hiệu hoạt động tích cực của các sao, ở các tay xoắn diễn ra cuộc sống sôi động liên quan tới sự trao đổi vật chất không ngùng từ không gian giữa các sao đến các vì sao và ngược lại. Từ trường của Thiên Hà xuyên qua khắp đĩa khí và cũng tập trung chủ yếu ớ các tay xoắn.
Các tay xoắn của Ngân Hà phần lớn bị che khuất đối với chúng ta bởi các vật chất hấp thụ. Sự nghiên cứu chi tiết các tay xoắn được tiến hành sau khi xuất hiện kính thiên văn vô tuyến. Chúng cho phép nghiên cứu cấu trúc của Thiên Hà theo những quan sát bức xạ vô tuyến của các nguyên tử khí hyđrô giữa các sao tập trung dọc theo các tay xoắn dài. Theo các quan niệm hiện đại, các tay xoắn có liên hệ với các sóng nén lan truyền theo đĩa Thiên Hà. Khi đi qua các vùng nên vật chất của đĩa trở nên dày đặc hơn và sự hình thành các sao tê khí trở nên khẩn trương hơn. Nguyên nhân xuất hiện các cấu trúc sóng độc đáo như vậy ở đĩa của các thiên hà xoắn vẫn chưa được làm rõ. Rất nhiều nhà vật lý thiên văn đang nghiên cứu vấn đề này.
