galassie

LE GALASSIE, ISOLE COSMICHE

Le galassie sono enormi insiemi di stelle e di gigantesche nubi di gas e polvere. Esse sono i "mattoni" che compongono l'universo, il quale ne contiene miliardi.
Una galassia costituisce anch'essa, in piccolo, un vero e proprio universo a se' stante: e' un sistema autogravitante, che generalmente si evolve separatamente dalle altre galassie.
In realta', spesso due o piu' galassie vicine interagiscono tra loro, si avvicinano deformandosi a causa della reciproca attrazione gravitazionale, o addirittura si scontrano dando luogo a fenomeni molto violenti.

E' solo da pochi decenni che si e' compreso che cosa sono effettivamente le galassie. Quando gli strumenti di osservazione non erano cosi' potenti come quelli di oggi, infatti, esse apparivano come piccole regioni luminose dall'aspetto nebuloso, non risolto, presenti in tutte le direzioni sulla volta celeste. Fino all'inizio degli anni '20 si pensava che queste cosiddette "nebulose spirali" fossero oggetti appartenenti alla nostra galassia, della quale ancora non si conoscevano esattamente le dimensioni.

Nel 1920 si scopri' che le stelle di tipo esplosivo chiamate novae appartenevano in realta' a due categorie: le novae vere e proprie e le supernovae, molto piu' luminose. Questa scoperta fu molto importante, perche' si capi' che una nova osservata nella nebulosa di Andromeda nel 1885 era invece una supernova. Il fatto che fosse apparsa luminosa come le novae della nostra galassia indicava che era molto piu' distante: la nebulosa di Andromeda era quindi esterna alla Via Lattea.
Fu solo nel 1924 che l'astronomo Edwin Hubble, con il telescopio del Monte Wilson, riusci' a risolvere alcune regioni della nebulosa di Andromeda, confermando che si tratta di una galassia vera e propria, esterna alla nostra. Andromeda e' una delle galassie piu' vicine alla Via Lattea: dista da noi "soltanto" due milioni di anni luce.

Le galassie hanno forme, dimensioni e masse molto diverse tra loro. Ci sono galassie giganti, che contengono 10.000 miliardi di stelle, e galassie nane che ne contengono poche centinaia di migliaia. Le galassie spirali hanno diametri medi intorno ai 70 mila anni luce, ma una delle piu' grandi galassie di questo tipo, NGC 1961, ha un diametro di 300 mila anni luce e una massa pari a circa 2000 miliardi di volte quella del Sole.
Tra le galassie ellittiche e' facile trovarne di ancora piu' grandi, con dimensioni di oltre 300 mila anni luce e masse fino a 10mila miliardi di volte la massa del Sole; sempre di questo tipo morfologico fanno parte le galassie nane, che hanno dimensioni di appena 5000 anni luce e masse di solo pochi milioni di volte quella del Sole.

Le galassie a spirale

Caratterizzate da un nucleo di stelle prevalentemente vecchie (piu' di 10 miliardi di anni) da cui si dipartono dei `bracci di spirale' formati da stelle giovani (da poche decine di milioni fino a 1 miliardo di anni), gas e polveri.
Galassia a spirale NGC 300 nel gruppo dello Scultore a circa 10 milioni di anni luce di distanza. La colorazione blu dei bracci indica la presenza di stelle giovani e brillanti. Quella leggermente piu' rossastra del nucleo indica la presenza di stelle vecchie.



Galassia a spirale NGC 1365. Il nucleo di questa galassia e' attraversato da una barra di stelle dalla cui estremita' si dipartono due bracci di spirale formati da stelle, gas e polveri. La sua distanza e' di 50 milioni di anni luce. Questo tipo di galassie a spirale prende il nome di Spirali Barrate.



Le galassie ellittiche e lenticolari

Sono formate da un nucleo di stelle vecchie (piu' di 10 miliardi di anni) attraversato da un disco di stelle piu' giovani con polveri e modesti quantitativi di gas.
La Galassia M104 `Sombrero', e' uno degli oggetti piu' spettacolari dei cieli meridionali. Dista da noi 44 milioni di anni luce. La fascia scura e' formata da polveri che assorbono la luce emessa dal nucleo della galassia.



Le galassie irregolari

Sono prive di qualsiasi simmentria. Sono costituite da stelle giovani, gas e polveri.
La Grande Nube di Magellano. E' una galassia satellite della Via Lattea, distante 170.000 anni luce.



GLI AMMASSI DI GALASSIE

Le galassie tendono a raggrupparsi in ammassi costituiti da centinaia o migliaia di galassie.
Il piu' vicino ammasso di galassie e' quello della Vergine distante circa 50 milioni di anni luce e formato da circa 1000 galassie.
Gli ammassi di galassie, a loro volta, tendono ad aggregarsi in strutture piu' grandi, chiamate `superammassi'. La loro forma e' a `frittella' con diametri di 150 milioni di anni luce e spessori piuttosto piccoli, `solo' 10 milioni di anni luce.
Questo ammasso di galassie e' lontano 5 miliardi di anni luce. Nell'immagine possono essere contate piu' di 200 galassie.



(www.pd.astro.it)

Edited by Sè#9 - 4/1/2005, 16:34

Le componenti delle galassie

Le componenti principali delle galassie sono le stelle. In una stessa galassia possono coesistere stelle giovani e vecchie, formate cioe' in tempi diversi, con frequenza e modalita' che variano da un tipo di galassia all'altro.
Le stelle possono essere isolate, oppure raggruppate in insiemi detti ammassi. Gli ammassi contengono stelle piu' o meno della stessa eta', che si sono formate da una stessa nube di gas. Essi si dividono in due categorie, gli ammassi aperti e quelli globulari. Gli ammassi aperti sono insiemi di qualche centinaio o migliaio di stelle, hanno forma irregolare e contengono stelle giovani e massicce. Quando esse si evolvono, dopo qualche decina o centinaio di milioni di anni, l'ammasso si disgrega, perche' l'attrazione gravitazionale delle stelle che lo compongono non e' sufficiente a tenerle unite.

Gli ammassi globulari sono insiemi di stelle di forma sferica, che possono contenere fino a 300mila stelle, concentrate in regioni di poche centinaia di anni luce. Dato il gran numero di stelle che racchiudono, si tratta di formazioni stabili, gravitazionalmente legate, a differenza deli ammassi aperti. Sembra che gli ammassi globulari si formino nella fase iniziale di vita di una galassia. Essi si trovano sia nelle galassie ellittiche, dispersi nella galassia, che in quelle spirali, per lo piu' raggruppati in aloni sferici attorno ad esse.

Una galassia e' costituita anche da un insieme di gas e polveri e ioni ch eprende il nome di materia interstellare.
Dopo le stelle, la componente piu' importante di una galassia di tipo spirale o irregolare e' il gas; principalmente si tratta di idrogeno, con una percentuale minore di elio, e tracce di gas come l'ossido di carbonio (CO), il metano (CH4), l'ammoniaca (NH3) e il vapore acqueo (H2O).
Il gas si trova aggregato in nubi spesso molto grandi, e puo' trovarsi in diversi stati: ci sono nubi di idrogeno neutro allo stato molecolare (H2), molto fredde e dense; nubi di idrogeno neutro allo stato atomico, un po' piu' rarefatte, che prendono il nome di regioni HI; nubi di idrogeno ionizzato, caldo e rarefatto, che circondano le stelle giovani e massicce e che vengono dette regioni HII.
Le nubi molecolari hanno densita' di 103-104 grammi per cm3 e temperature dell'ordine dei 10 gradi sopra lo zero assoluto, cioe' -263 oC ! In queste nubi si formano le nuove stelle , infatti in esse il gas e' abbastanza denso da poter collassare in risposta ad una perturbazione gravitazionale. Questo gas contiene anche alcune molecole oltre all'idrogeno H2: l'ossido di carbonio(CO), il radicale cianogeno (CN), il radicale metilidina (CH) , il radicale ossidrile (OH), l'acqua (H2O), la formaldeide (H2CO), l'ammoniaca (NH3), ecc.
Nelle regioni HI, l'idrogeno ha temperature dell'ordine di 100-300 gradi Kelvin, cioe' inferiori a 30 oC, e densita' di circa 100 particelle per cm3
L'idrogeno neutro e' una componente molto importante delle galassie spirali e irregolari, perche' e' presente un po' dappertutto e puo' essere rivelato fino a grandi distanze. A quelle densita' e temperature, infatti, l'idrogeno emette una riga spettrale con lunghezza d'onda di 21 cm, cioe' nella banda delle onde radio. La radiazione di quelle lunghezze d'onda non subisce alcun disturbo da parte dell'atmosfera terrestre o di nubi di gas interstellare, quindi la riga a 21 cm permette di rivelare la presenza di HI anche a grandi distanze, e attraverso il suo redshift se ne puo' studiare anche il moto. In questo modo sono stati ricostruiti i moti di rotazione di molte galassie spirali.
Le regioni HII sono zone di gass ionizzato che circondano le stelle giovani e massicce. Queste stelle si formano iniziamente in nubi di gas neutro, ma quando le reazioni nucleari si accendono al loro interno, la loro temperatura sale e la radiazione che emettono diventa cosi' energetica da strappare gli elettroni agli atomi del gas, e di riscaldarlo fino a circa 10mila gradi. Qando la stella, evolvendosi, si raffredda, anche il gas si raffredda e gli elettroni si ricombinano agli ioni.
Questo gas e' riconoscibie anche a grandi distanze, grazie al fatto che alcuni elementi presenti in piccole quantita' assieme all'idrogeno (ossigeno, azoto, zolfo, ecc...) emettono righe spettrali molto intense e caratteristiche, visibili anche in altre galassie.

Mescolati al gas interstellare si trovano anche dei grani di polvere, composti per lo piu' da silicati, grafite e altri materiali carbonacei. I grani si sono formati per condensazione degli elementi chimici piu' pesanti dell'elio; questi vengono sintetizzati all'interno delle stelle nel corso delle reazioni di fusione nucleare, e poi rilasciati nello spazio dal vento stellare o in fenomeni come l'esplosione di supernovae.

Una componente importante di molte galassie sembra essere la materia oscura: si tratta di una forma di materia di natura ancora sconosciuta, che permea tutto l'universo. Essa non emette ne' assorbe radiaizone e percio' non e' rivelabile in altro modo se non attraverso i suoi effetti gravitazionali sulla materia visibile, come le stelle o il gas. L'analisi della dinamica di molte galassie, e quindi del campo gravitazionale al quale esse sono soggette, ha rivelato alcune anomalie. Soltanto ipotizzando che queste galassie siano circondate da giganteschi aloni massicci di materia oscura si possono spiegare quetse anomalie. Anche le galassie negli ammassi sembrano legate tra loro da enormi quantita' di materia oscura.

"Fu solo nel 1924 che l'astronomo Edwin Hubble, con il telescopio del Monte Wilson, riusci' a risolvere alcune regioni della nebulosa di Andromeda, confermando che si tratta di una galassia vera e propria, esterna alla nostra. Andromeda e' una delle galassie piu' vicine alla Via Lattea"

questo mi rende un pò perplessa anzi, direi che mi ha un pò confuso, in teoria nebulose e galassie sono cose differenti giusto? quindi come si spiega quello che c'è scritto qui sopra? Foorse che prima si pensava che la Galassia di Andromeda fosse una nebulosa?

Edited by Sè#9 - 5/1/2005, 19:15

ma noi facciamo parte della via lattea,no?(ditemi che non ho detto una tremenda ca****a vi prego!!)

si, noi siamo nella Via Lattea...

LE GALASSIE ATTIVE

Con il termine "galassia attiva" si intende una galassia che mostra i segni di un'intensa attivita' energetica al suo interno, di solito nella regione nucleare. Per questo motivo si parla spesso anche di "nuclei galattici attivi".

Questa attivita' si manifesta in vari modi, ma produce sempre una grande luminosita'; a seconda del loro aspetto, dell'energia emessa e del loro spettro, le galassie attive vengono suddivise in diverse classi. Le piu' importanti sono le galassie di Seyfert, i quasar e le radiogalassie.

Le galassie attive emettono una luminosita' enorme, cento o mille volte maggiore di una galassia normale, cosa che non si puo' spiegare con la sola energia emessa dalle stelle che le compongono.

Inoltre, il loro spettro e' diverso da quello delle galassie normali, sia per quanto riguarda l'intensita' della luce emessa nelle diverse bande spettrali che per la presenza o assenza di righe. Le galassie attive sono spesso sorgenti molto intense proprio nelle bande spettrali piu' "insolite" per una galassia, cioe' la banda radio e la banda X.
Infine la luminosita' di molte di queste galassie, almeno in certe bande spettrali, varia con periodi molto brevi, di pochi giorni o anche di ore; questo fatto sarebbe inspiegabile se la sorgente di luce predominante fossero le semplici stelle.

Tutti questo fa pensare che la sorgente di tale luminosita' non sia soltanto stellare, ma si tratti di un meccanismo violento, di natura ancora incerta, che agisce in una regione molto piccola della galassia rispetto alle sue dimensioni complessive. La maggior parte dell'energia emessa dai nuclei galattici attivi proviene infatti da regioni centrali delle dimensioni di di poche ore-luce o giorni-luce (un'ora luce e' la distanza percorsa dalla luce un un'ora). Per avere un'idea di quanto piccolo e' il nucleo emittente rispetto alle dimensioni dell'intera galassia, si pensi che la distanza tra il Sole e Plutone e' di 5.2 ore-luce, mentre il diametro di una tipica galassia e' di 100.000 anni luce o piu'! Questo significa che la regione emittente di un nucleo attivo puo' avere le dimensioni di un sistema solare.

Il disco di gas caldo nel centro della galassia attiva M87. Il disco, che ha la forma di una spirale, ruota cosi' rapidamente da far pensare alla presenza di un buco nero molto massiccio nel nucleo della galassia (la sua massa e' stata stimata intorno a 3 miliardi di volte quella del Sole). Infatti le stelle che la galassia contiene non sono sufficienti a creare il campo gravitazionale necessario a far ruotare il gas cosi' rapidamente. M87 e' una galassia ellittica gigante visibile nella costellazione della Vergine. (HST)


Ma come si origina tutta questa energia ? Strumenti di osservazione sempre piu' potenti, come i radiointerferometri, hanno permesso in questi anni di studiare sempre piu' in dettaglio i nuclei galattici attivi, ma ancora non si hanno certezze sulla loro natura fisica. Nel corso degli anni sono state proposte diverse teorie (una forte emissione stellare, l'esplosione di un gran numero di supernovae, eccetera...) per spiegarne l'emissione, ma esse sono state via via scartate sulla base di evidenze osservative.

L'ipotesi che si sta affermando con maggiore forza e' che il motore centrale dei nuclei attivi sia un buco nero estremamente massiccio, con una massa da 10 milioni a 1 miliardo di volte quella del nostro Sole, concentrata in uno spazio molto piccolo (il raggio di un buco nero e' pari a circa 3 Km per ogni massa solare). Secondo questo modello, la materia circostante (stelle, gas, polvere) presente nel nucleo della galassia forma intorno al buco nero uno spesso disco, a forma di ciambella; essa alimenta il buco nero cadendovi sopra ed emettendo intensamente radiazione. Essa viene quindi inghiottita dal "mostro" centrale, un fenomeno che prende il nome di accrescimento, e convertita in energia elettromagnetica con un'efficienza molto alta. L'accrescimento di circa 2 1030 Kg di materia all'anno (pari alla massa del Sole) basterebbe a spiegare l'energia emessa da una di queste galassie. Se il buco nero ruota intorno al proprio asse, questo motore centrale e' in grado di accelerare il gas circostante e di espellerlo dal nucleo sotto forma di getti, collimati con l'asse di rotazione del buco nero. Si spiegherebbero cosi', per esempio, i radiolobi delle radiogalassie. I getti sono un fenomeno molto comune nei nuclei galattici attivi.

Una volta accettata l'idea del buco nero centrale, si e' fatta strada anche l'ipotesi che lo stesso meccanismo possa dar luogo alla grande varieta' di aspetti che caratterizzano la famiglia delle galassie attive. Secondo il cosiddetto modello unificato, il fatto che il nucleo attivo ci appaia come un quasar piuttosto che come una radiogalassia o una Seyfert, dipende da alcuni fattori, come la massa del buco nero, la morfologia della galassia che lo ospita e l'angolo di inclinazione sotto il quale la osserviamo.

La galassia M87, un'ellitica di tipo E1, nella costellazione della Vergine. E' una delle galassie piu' ricche di ammassi globulari (ne possiede diverse migliaia) ed e' molto luminosa. E' stata identificata con la forte sorgente radio Virgo A, inoltre emette intensamente nella banda X. Si tratta di una galassia attiva, probabilmente con un buco nero al centro. (SEDS)


Le galassie di Seyfert devono il loro nome all'astronomo tedesco che le scopri' nel 1943. Esse sono galassie a spirale dal nucleo estremamente luminoso; possiedono infatti luminosita' cento volte superiori a quella della Galassia, ma proveniente da una regione centrale molto piccola. Le galassie di Seyfert costituiscono all'incirca il 2-3 % del totale delle galassie Esse emettono essenzialmente nell'infrarosso, e il loro spettro presenta delle forti righe di emissione; questo fatto rivela la presenza di gas caldo ionizzato nel loro nucleo. Inoltre l'emissione e' anisotropa, cioe' ha un'intensita' diversa nelle varie direzioni, probabilmente per la presenza di una specie di "ciambella" di polvere che circonda il motore centrale.

Un altro tipo di galassie attive sono le Lacertidi (dal nome della prima galassia del genere che fu osservata, BL Lacerti, nella costellazione della Lucertola). Esse hanno un aspetto compatto, di tipo stellare, ma attorno al nucleo e' visibile un debole alone luminoso, che rivela la presenza della galassia. Il loro spettro ottico e' piatto, nel senso che la potenza di emissione non dipende dalla frequenza, quindi non puo' essere emesso da stelle; inoltre e' privo di righe o quasi. Esse presentano una notevole variabilita' luminosa, di un fattore 100, su tempi di pochi giorni o poche ore. Queste caratteristiche le rendono tra i piu' enigmatici oggetti dell'universo; la spiegazione piu' largamente accettata e' che si tratti di nuclei attivi osservati esattamente lungo la direzione dei getti.

Le radio galassie

Certe galassie emettono nella banda radio una potenza piu' di cento volte superiore a quella delle altre e per questo motivo prendono il nome di "radiogalassie". La prima radiogalassia, Cygnus A, fu scoperta negli anni trenta nella costellazione del Cigno: essa irraggia in questa banda spettrale un milione di volte piu' intensamente della nostra galassia.
Con lo sviluppo dei radiotelescopi e poi dei radiointerferometri, altre forti radiosorgenti sono state identificate; tra queste ricordiamo M82, M87, Centarurs A.

Lo studio dell'emissione radio ha mostrato che in molte radiogalassie essa proviene da due regioni estese, dette radiolobi, cioe' due getti di gas che si estendono per migliaia di anni luce in modo simmetrico rispetto al centro della galassia. La loro estensione puo' essere enorme, fino a 15 milioni di anni luce, come nel caso della radiogalassia 3C 236.
La regione emittente di una radiogalassia si estende in media per qualche centinaio di kiloparsec. L'energia emessa nella banda radio non e' di natura termica, cioe' non e' legata all'emissione stellare. Essa e' prodotta dal moto di elettroni relatvistici (che si muovono cioe' con velocita' prossime a quella della luce) in un campo magnetico molto intenso. Questi elettroni emettono una radiazione detta di "sincrotrone", quando vengono decelerati muovendosi nel campo magnetico.

Si pensa che nel nucleo delle radiogalassie esista un meccanismo in grado di espellere getti di materia e di produrre dei forti campi magnetici, probabilmente un gigantesco buco nero come nel caso di altri tipi di galassie attive. Questi getti di gas, dopo aver percorso migliaia di anni luce, interagiscono con il materiale intergalattico e rallentano, formando cosi' le caratteristiche strutture a forma di lobo.
Le analisi ad alta risoluzione hanno poi rivelato, in aggiunta ai radiolobi, un sorgente radio compatta, coincidente con il nucleo della galassia.
Oltre alle radiogalassie estese, ci sono anche radiosorgenti compatte, nelle quali cioe' l'emissione radio e' confinata nel nucleo della galassia, in una regione delle dimensioni dell'ordine di un anno luce. Queste sono anche le dimensioni del motore centrale di un nucleo attivo. Spesso le controparti ottiche di questo tipo di radiosorgenti sono quasar o Lacertidi.

Nel caso di radiosorgenti estese, si puo' calcolare l'eta' dei radiolobi a partire dalla velocita' stimata di emissione del gas dal nucleo e dall'estensione dei lobi stessi. Di solito essa e' compresa tra 1 e 100 milioni di anni; questa eta' e' anche l'intervallo di tempo durante il quale il motore centrale che li ha prodotti e' rimasto attivo. L'emissione di una radiogalassia non dura molto a lungo, a meno che gli elettroni non vengano continuamente rimpiazzati; si pensa quindi che la fase durante la quale la radiogalassia si manifetsa come tale non sia che una frazione della vita della galassia stessa.

nn sapevo dove inserire qst topic....

Gli astronomi hanno battezzato Asse del Male un potente getto di gas che soffi all'interno della Nebulosa della Carena e ne spazza le polveri tagliandola in due. Il gas è espulso da un giovane astro durante il suo processo di formazione e vioaggia lungo l'asse polare della stella raggiungendo una velocità di 800 000 km/h e si estende su una regione di + di 10 anni luce.
Il vento spaziale è stato fotografato del telescopio Bianco dell'Osservatorio Cerro Tololo in Cile.

Leggi di scala

Dall'osservazione sistematica delle galassie e in particolare dall'esame dei dati fotometrici e spettroscopici emergono delle regolarità che prendono il nome di "leggi di scala delle galassie". Le principali sono, per quanto riguarda i profili fotometrici, la legge di De Vaucouleurs per il profilo di brillanza superficiale delle galassie ellittiche, estesa dalla legge di Sersic, e l'analogo per le galassie spirali ovvero il profilo di brillanza esponenziale. Per quanto riguarda le relazioni spettroscopiche valgono le leggi di Tully-Fischer e di Faber-Jackson che legano la luminosità di una galassia rispettivamente spirale o ellittica alla velocità rispettivamente di rotazione o "termica" (delle stelle considerate come gas). Infine il Piano fondamentale delle galassie ellittiche che correla tre quantità: il raggio efficace, la luminosità e la summenzionata velocità "termica". Le leggi di scala hanno un ruolo importante in quanto fungono da vincolo per i modelli dinamici di galassia. Inoltre esse possono essere utilizzate come ausilio nella classificazione morfologica delle galassie o ancora, a patto di assumerle valide esattamente, come strumento di misura delle distanza.



Un po' di storia sull'osservazione delle galassie:

Nel 1610, Galileo Galilei usò un telescopio per studiare la brillante banda presente nel cielo notturno, conosciuta come Via Lattea, e scoprì che era composta da un enorme numero di deboli stelle. In un trattato del 1755 Immanuel Kant, basandosi su di un precedente lavoro di Thomas Wright, fece l'ipotesi (corretta) che la galassia poteva essere un insieme rotante composto da un gran numero di stelle, tenute insieme dall'attrazione gravitazionale, simile al Sistema Solare ma su scala molto più grande. Il disco di stelle risultante sarebbe visibile come una banda nel cielo, dalla nostra prospettiva dentro il disco. Kant inoltre congetturò che alcune delle nebulose visibili nel cielo notturno fossero galassie separate.

Verso la fine del XVIII secolo, Charles Messier compilò un catalogo delle 109 nebulose più luminose, seguito poco dopo da un catalogo di 5000 nebulose messo assieme da William Herschel. Nel 1845, William Parsons costruì un nuovo telescopio e fu in grado di distinguere le galassie ellittiche da quelle spirali. Riuscì inoltre a distinguere sorgenti puntiformi di luce in alcune di queste nebulose, dando credito all'ipotesi di Kant. Nonostante questo, le nebulose non vennero universalmente accettate come galassie separate finché Edwin Hubble non risolse la questione nei primi anni venti. Usando un nuovo telescopio, riuscì a risolvere in stelle le parti esterne di alcune nebulose a spirale e identificò tra queste alcune variabili Cefeidi, riuscendone quindi a stimare la distanza: erano troppo distanti per far parte della Via Lattea. Nel 1936, Hubble pubblicò un sistema di classificazione delle galassie in uso ancora oggi, la Sequenza di Hubble.

Il primo tentativo di descrivere la forma della Via Lattea e la posizione del Sole al suo interno fu di Herschel nel 1785, contando accuratamente il numero di stelle presenti in differenti parti del cielo. Usando un metodo perfezionato, Jacobus Kapteyn arrivò nel 1920 a descrivere una piccola galassia ellissoide (diametro circa 15 kiloparsec), con il Sole vicino al centro. Un metodo differente inventato da Harlow Shapley, basato sulla posizione degli ammassi globulari, dette un risultato completamente differente: un disco piatto, del diametro di circa 70 kiloparsec, con il Sole molto lontano dal centro. Entrambe le tecniche non tenevano in considerazione l'assorbimento della luce da parte della polvere interstellare presente nel piano galattico. Dopo che Robert Julius Trumpler quantificò questo effetto nel 1930 studiando gli ammassi aperti, nacque la descrizione odierna della nostra galassia esposta più sopra.

Nel 1944, van de Hulst predisse l'esistenza di una radiazione a microonde con lunghezza d'onda pari a 21 centimetri, emessa da idrogeno atomico presente nella galassia sotto forma di gas interstellare; questa radiazione fu osservata nel 1951. Essa permise un salto di qualità negli studi della nostra galassia, perché non è influenzata dalla polvere interstellare, e il suo spostamento Doppler può essere usato per mappare il moto dei gas nella galassia. Queste osservazioni portarono ad ipotizzare una struttura a barra rotante nel centro della Galassia. Con nuovi radiotelescopi, l'idrogeno può essere osservato anche in altre galassie. Negli anni 70 ci si rese conto che la massa totale visibile delle galassie (formata da stelle e gas) non è sufficiente per spiegare il veloce moto di rotazione del gas, e nacque la teoria della materia oscura.

A partire dagli anni 90, lo Hubble Space Telescope portò nuove osservazioni. Tra le altre cose, stabilì che la materia oscura nella nostra galassia non può consistere solamente di stelle troppo deboli per essere visibili. La spettacolare immagine Hubble Deep Field stabilì che il il numero di galassie è di almeno alcune centinaia di miliardi, nel solo universo osservabile