晴朗夏夜肉眼可見的銀河(上)和蓋亞衛星第三批早期數據獲得的銀河系色彩(下)，圖片來源：中科院紫金山天文臺青海觀測站(上)，歐洲航空局、蓋亞衛星、A. Moitinho(下)
導讀
晴朗無月的夜晚，當我們仰望星空，一定會被一條明暗相間的彩色光帶所吸引。她廣袤且深邃，絢麗又神秘，這就是太陽系的家園——銀河系。我們的太陽是她數千億顆恆星中的普通一員。
最近，歐洲航空局的蓋亞衛星基於超過18億顆恆星的觀測數據描繪了我們視線方向上的銀河系圖像。銀河系的盤和中心區域很容易辨認，但我們的銀河系從外面看究竟會是什麼樣子呢。下面讓我們一起暢遊銀河系，走進銀河系研究的過去、現在和未來。
撰文 | 郝超傑、徐 燁（中國科學院紫金山天文臺）
責編 | 韓越揚、呂浩然
01 跌宕起伏的研究歷程
一直以來，我們對銀河系知之甚少，甚至不知道太陽在銀河系中的準確位置。因為我們住在銀河系之中，不可能從外面拍攝她的圖像。比如你從來沒有走出自己的房子，就不會知道它從外面看起來是什麼樣子。如果我們可以製造一艘航天器，讓它飛出銀河系再回眸銀河系全景，那麼它將需要數百萬年的旅程，這顯然不切實際。因此，關於銀河系的研究歷史可謂是跌宕起伏、曲折艱辛。
研究先河
人類對於銀河系的科學認識，最早可以追溯到17世紀初。1610年，伽利略開闢了銀河系科學研究的先河，他首次利用望遠鏡觀察銀河，發現銀河是由大量恆星組成的。1755年，德國哲學家伊曼努爾·康德借鑑了英國天文學家湯姆斯·萊特的早期著作[1]，推測銀河可能是大量恆星構成的旋轉體（現今已被證實）。
康德認為銀河由類似於太陽系的引力聚集在一起，但是規模要大得多，由此產生的恆星盤從人類的角度（在盤內）來看，將在天空中呈現出一個“帶子”的模樣。而且他還推測：在夜空中可見的一些星雲可能是類似於我們自己的、單獨的“星系”本身，並且把銀河系和“星系外星雲”稱為“宇宙島嶼”，這個術語一直使用到20世紀30年代。
伽利略·伽利雷(左)和伊曼努爾·康德(右)。圖片來源：左，賈斯特斯·蘇斯特曼斯，1636年 / 右，約翰·貝克爾，1768年
“雖錯猶榮”
1785年，英國天文學家威廉·赫歇爾自制了一大批望遠鏡，最大口徑超過了一米。他每晚巡視星空，並且將恆星計數，堅持了數十載，共進行二十多萬次的觀測，最後得到了117600顆恆星的數據。隨後，他仔細計算這些恆星的亮度和位置分佈，根據恆星的亮度獲得其距離，首次嘗試描述銀河系的形狀和太陽在銀河系中的位置。他製作了一張銀河系形狀的圖，認為銀河系是扁盤狀，太陽位於銀河系的中心。今天看來這個結果並不準確，但他是第一個用實測的方法研究銀河系形態的人，“雖錯猶榮”！他也因此被譽為“恆星天文學之父”。
赫歇爾和他的蟹狀銀河系，圖片來源：PTRSL，威廉·赫歇爾，1785
旋渦星系的發現
19世紀中葉，“帕森斯敦的利維坦”望遠鏡（1.8米）由愛爾蘭第三位羅斯伯爵威廉·帕金斯建造完成，它的大小是史無前例的，直到20世紀初它都是世界上最大的望遠鏡。這臺望遠鏡的強大之處在於可以區分橢圓形和旋渦狀星雲，利用它，羅斯伯爵把目光聚焦在了M51。
1845年春，他發現了M51中的旋渦結構特徵，這樣的結構是第一次被發現。儘管當時沒有照相技術，但是他對M51繪製了一幅非常仔細和精確的素描，他的畫與現代照片非常相似。事實上，這一發現是對“星雲都是宇宙島嶼”說法的重要支持。
那麼銀河系本身是否也是一個旋渦呢？1852年，普林斯頓大學的史蒂芬·亞歷山大教授提出了一個大膽的推測：銀河系也許是另一個旋渦狀的星雲，但是從內部看她是一條劃過天空的亮絲帶。這是人類第一次推測銀河系具有旋渦結構。
1898年，美國天文學家詹姆斯·基勒使用利克天文臺的克羅斯雷反射望遠鏡對天空中的星雲進行了系統性的照相觀測。他發現，有一些星雲即使沒有旋渦結構，也有規則的形狀，比如圓形或者光滑的橢圓形外觀，這些星雲也像旋渦星雲那樣越向中心越明亮。而且，他發現銀河系與這些形狀規則的星雲之間的差異越來越明顯。這項工作同時證明了旋渦星雲是可觀測宇宙中最常見的星雲類型。
1900年，荷蘭一位業餘的天文學家科內科斯·伊斯頓在《天體物理學雜誌》發表了一篇論文：“銀河系的一種新學說”[2]：他將銀河系描繪成旋渦結構，確定其旋轉方向，並將太陽定位在邊緣。伊斯頓是最早描述銀河系旋渦結構的人之一，不過當時大家的普遍共識還是赫歇爾所描繪的圓餅狀特徵。
M51素描(左) / M51 照片(右)｜圖源：威廉·帕金斯，1845(左) / NASA & ESA(右)
卡普坦的“小宇宙”
雅各布斯·卡普坦是出生在荷蘭的天文學家，他16歲時就通過了大學入學考試，在數學和物理學方面很有天賦。1904年，卡普坦在研究恆星自行的報告[3]中說，這些運動不是隨機的，因為恆星可以分為兩個“溪流”，向幾乎相反的方向運動，直到後來人們才意識到，這些數據是我們銀河系自轉的第一個證據。
隨後在1906年，卡普坦發起了一項對銀河系中恆星分佈情況進行重大研究的計劃，即對不同方向的恆星進行計數。這一巨大項目是天文學中第一個協調統計分析項目，涉及四十多個不同觀測站的合作。卡普坦利用照相底片測量不同天區的恆星密度，用統計視差法求得恆星距離，構建了他發現的銀河系模型：銀河系的直徑大約為5萬光年，厚度大約1萬光年，太陽位於銀河系中心附近。
卡普坦在1922年去世，這項研究結果在他去世不久後問世。由於卡普坦在測定恆星光度時未考慮星際塵埃的消光影響，所以他獲得的銀河系模型大約只有後來認識到的銀河系一半大小，但這已經是那時候最精確的銀河系模型。
卡普坦（右）和他的銀河系模型（左），圖片來源：維基百科
沙普利的“大銀河”
1917年，美國威爾遜山天文臺一座2.5米的“胡克望遠鏡”誕生了，這個龐然大物終於超越羅斯伯爵那座稱雄世界60多年的1.8米望遠鏡。不過，直到20世紀20年代，天文學家對銀河系的認識與100多年前赫歇爾給出的模型並無太大差別，比如依然認為太陽是銀河系的中心。
這時，哈洛·沙普利提出了新的看法。以往天文學家將目光專注到模糊又神秘的星雲上，忽略了由數以萬計的恆星組成的、由相互間引力束縛的銀河系球狀星團，而且這些星團大多遠離銀河平面，那裡缺少塵埃可以免除消光的影響。沙普利使用威爾遜山天文臺的這臺望遠鏡對大約100個球狀星團進行了幾年的觀測，隨後利用球狀星團中的造父變星的時間光度關係測量這些星團的距離，在1920年給出了銀河系球狀星團的空間分佈[4]。
沙普利發現，普通恆星較均勻分佈，但是球狀星團卻偏愛一隅，他提出球狀星團空間分佈的中心就是銀河系中心，並且構建了新的銀河系模型：銀河系是扁盤狀的，直徑大約30萬光年，太陽到銀河系中心的距離大約為5萬光年。這個尺度遠遠大於天文界以往對於銀河系的認知，於是，沙普利不得不轉變自己的“世界觀”：不再認為那些模模糊糊的星雲是銀河系外獨立的“宇宙島嶼”，而是相信銀河就是宇宙本身，星雲只是銀河系內部的某種物質。
儘管沙普利提出的銀河系大小遠遠大於目前所公認的大小，但是他首次提出太陽系不在銀河系的中心，這完全是可以與400年前哥白尼的“日心說”相提並論的偉大發現。
沙普利的銀河系模型，圖片來源：英國百科全書
銀河系“大辯論”
在2.5米的“胡克望遠鏡”誕生的同一年，也就是1917年，美國利克天文臺的希伯·柯蒂斯在仙女座大星雲中觀測到了十幾顆新星，發現這些恆星的光度遠低於發生在銀河系中的星等，這個結果使得仙女座大星雲的估計距離提高到了50萬光年，他認為該星雲是獨立的星系。相反，沙普利主張銀河系是整個宇宙，認為仙女座也是銀河系的一部分。
於是，1920年，沙普利和柯蒂斯在華盛頓的美國國家科學院就銀河系的大小展開了公開辯論。事實上，雙方都對對方的論點、論據瞭如指掌。沙普利首先介紹了他得到的銀河系球狀星團的分佈，由此展開“大星系”的主張；而柯蒂斯則代表當時天文界主流，認為千千萬萬的星雲都是像銀河系這樣的“宇宙島嶼”。
沙普利和柯蒂斯的正式辯論在當時並沒有結果，我們現在知道，這是因為沙普利在太陽系的位置和銀河系的大尺度問題上大體正確，柯蒂斯在星雲作為獨立星系的性質問題上大體正確。
在這場大辯論三年之後，時任哈佛天文臺臺長的沙普利在辦公室收到了一封來信，匆匆讀過後，他長嘆一口氣道：“就這麼一封信毀了我的‘宇宙’”。這封信來自威爾遜山，寫信的是沙普利認識的一位年輕人，名叫愛德文·哈勃。
希伯·柯蒂斯(左)與哈洛·沙普利(右)，圖片來源：維基百科
哈勃使用“胡克望遠鏡”對仙女座大星雲的觀測發現，其中的造父變星和它們所在的星雲距離地球近百萬光年，遠超當時認為的銀河系的尺度，因而一定位於銀河系之外，即仙女座星雲確實是銀河系外巨大的天體系統——河外星系。哈勃的發現從根本上重塑了宇宙的科學觀，開啟了星系外天文學的時代，被譽為“星系天文學之父”。
造父變星的光變曲線(左)和觀測中的哈勃(右)，圖片來源：維基百科
銀河系自轉的證認
1927年，瑞典天文學家貝蒂爾·林德布拉德從理論角度提出：銀河系內，越往外的恆星運動的越慢，這些恆星繞銀河系中心轉動一週所用的時間也不同。換言之，銀河系內的眾多恆星並不是作為一個整體在自轉，而是各自繞著銀河系中心旋轉。荷蘭萊頓大學天文臺臺長、物理學家與天文學家威廉·德西特把這個理論進展告訴了剛剛獲得博士學位的簡·奧爾特，奧爾特相信這種猜測可以通過觀測來證實。
奧爾特是荷蘭天文學家，師從卡普坦，是卡普坦最後一個學生，所以把卡普坦對大量恆星總體運動的研究繼續下去對他而言十分合適。奧爾特擅長將研究過程中的數學和物理簡化，他為了描述銀河系內恆星的運動，推導出了兩個公式，這就是著名的“奧爾特公式”，裡面的兩個常數被稱為“奧爾特常數”[5]。利用推導出的這個公式和一些恆星的運動數據，奧爾特計算出太陽距離銀河系中心的距離大概是2萬光年，而且，按照這個公式，他計算出太陽繞銀河系中心旋轉一週所需要的時間是2億年。
值得一提的是，1924年，年僅24歲的奧爾特就發現了“銀暈”，它是球狀的物質團，包裹著盤狀的銀河系。“銀暈”裡面包含著非常多年老的星團和恆星，它們都圍繞著銀河系旋轉。1932年，他又發現銀河系盤的質量要遠大於可見物質的質量，因此斷言銀河系包括相當數量的不發光物質，這使得他成為暗物質研究的先驅之一。
只不過他還不知道，八年前他發現的“銀暈”裡面包含著更多的暗物質。此外，奧爾特是最早認識到射電天文學重要性的少數科學家之一，不僅成為射電天文學的先驅之一，也是射電巡天的“開山祖師”。
銀河系物質組成(左)與奧爾特(右)，圖片來源：維基百科(左) / NANFA, Joop van Bilsen, 1961(右)
銀河系旋臂結構的發現
銀河系的盤是星際物質主要集中的地方。自旋渦星系M51發現之後，部分天文學家就推測我們銀河系可能也是一個旋渦星系，也具有旋臂結構，可是一直沒有得到證實。旋臂是氣體、塵埃和年輕恆星集中的地方，銀河系內大部分的恆星是在旋臂上誕生的。
1938年，奧爾特通過研究太陽附近的恆星分佈，雖然發現了銀河系中恆星的旋臂狀分佈，但是恆星距離的不準確和恆星樣本的不完備使得結果並不可靠。而首次證認我們銀河系存在旋臂結構的是美國天文學家威廉·摩根。
1951年聖誕節，摩根在美國天文學會上作了十五分鐘的演講，報告了他和合作者使用光學方法對O型和B型恆星（剛剛形成的非常年輕、非常亮的恆星）的精確距離測量證實太陽附近旋臂結構存在的研究。會場上，摩根得到了熱烈的掌聲，不僅有鼓掌，還有一些天文學家激動地踩腳，因為這是天文學史上最宏偉的發現之一，這是人類第一次證認銀河系存在旋臂結構[6, 7]。
太陽附近旋臂結構(左)：實心圓點表示高亮度恆星的集中分佈，空心圓圈表示遙遠的恆星，小的‘s’符號表示太陽的位置。圖中顯示出太陽附近的旋臂分成了兩個分支 / 威廉·摩根(右)，圖片來源：維基百科(左) / NANFA, 喬普, 1961 (右)
20世紀銀河系旋臂研究的發展
就在摩根首次披露太陽附近的旋臂結構之後的1958年，奧爾特通過在射電波段觀測銀河系內中性氫的分佈，完整地描繪出了銀河系的旋臂結構[8]。早在1944年，在荷蘭烏特勒支大學讀書的一名博士生亨德里克·範得胡斯特就首先發現：銀河系中的中性氫會發出21釐米譜線。波長為21釐米的光子位於電磁波中的射電波段，需要用射電望遠鏡來探測。終於在1951年，美國和澳大利亞的科學家幾乎同時觀測到了先前預測的銀河系的21釐米譜線。
需要了解的是：銀河系內的中性氫雲幾乎不發出可見光，即使發出少量可見光也會被自身遮擋，但是它們發射出來的21釐米譜線卻可以暢通無阻，這是天文學家探測和研究它們的重要原因。此後，奧爾特致力於爭取資金和力量來建造射電望遠鏡，終於在1956年建成了當時世界上最大的、口徑25米的德文格魯射電望遠鏡。
在德文格魯望遠鏡建成之後，奧爾特和範得胡斯特一起，系統地用它掃描銀河系中的21釐米譜線發射區，並使用先前提出的奧爾特公式確定這些中性氫雲的距離。1958年，奧爾特和合作者發佈了銀河系第一張21釐米譜線掃描圖，確定出銀河系的旋臂結構，指出了銀河系中心所在的位置，還在這些雲中發現了大量恆星。此前，奧爾特已經從理論上預言銀河系的旋臂內富含中性氫雲，這些雲會孕育新的恆星。這些觀測證明奧爾特的理論研究是正確的。這項研究同時表明，射電觀測確實能夠探測到比光學更遠的區域。
銀河系中性氫的分佈(左)：中性氫在銀道面上的投影分佈，顏色越深表示密度越高。圖中可以看出中性氫並非均勻分佈，而是顯示出類似旋臂的圖案 / 德文格魯射電望遠鏡(右)，圖片來源：MNRAS, 奧爾特, 1958 (左) / 維基百科, 2014 (右)
在接下來的數年中，奧爾特繼續開展了銀河系旋臂結構的研究，並且帶領荷蘭天文學家利用射電天文方法研究了銀河系中心的結構。在當時，奧爾特等人的研究似乎影響更遠，因為摩根只發現了太陽附近的旋臂，而射電波段卻能夠識別隱秘的銀河系遠側的結構。
一段時間以來，奧爾特和他的合作者的發現使摩根的工作蒙上了陰影。直到大約1970年，人們才意識到他們確定的中性氫雲的距離沒有想象中的那麼精確，這是因為中性氫雲的運動並不是理論模型所預測的那樣，所以他們得到的銀河系中性氫分佈圖並不是很可靠，而摩根成就的獨特性再次開始得到人們的充分讚賞[9]。
銀河系旋臂結構的經典工作是喬治林父子在1976年完成的[10]，他們根據銀河系內的電離氫所在的區域構建了銀河系的四條旋臂模型。不過，電離氫的分佈較為混亂，在不同銀河系位置的連接和連續性不清楚。20世紀90年代美國的斯皮策紅外太空望遠鏡發射升空，恆星的紅外觀測結果表明銀河系可能只有兩條旋臂[11]。所以，銀河系的旋臂結構依然是撲朔迷離。
銀河系中心”棒“的發現與證從
說完了旋臂，我們再來看看銀河系中心的“棒”。
在1923年哈勃首次證認河外星系的存在之後，越來越多的河外星系不斷被發現，而且大部分星系中心區域具有一個明亮的長條形結構，天文學家稱其為“棒”結構。以前，銀河系一直被認為是一個無“棒”結構的普通旋渦星系。然而在20世紀60年代，天文學家通過銀河系21釐米譜線的觀測資料發現銀河系中心有兩條“膨脹臂”向遠離銀心方向運動。隨後，不少天文學家都推測銀河系中心可能存在“棒”結構。
“棒”旋星系：河外星系NGC 1300，圖片來源：NASA, ESA, STScI/AURA
1991年，布里茲和斯珀格爾綜合利用射電觀測中性氫和近紅外觀測恆星的數據確認，在銀河系內區存在大尺度的“棒”結構[12]。由於“棒”結構是否存在對銀河系結構和動力學演化、銀河系內恆星的形成和演化具有重要意義，20世紀90年代以來，有關銀河系“棒”結構的觀測研究逐漸成為天體物理中一個重要熱點，包括多種途徑的觀測和理論模型研究。
可以說，到1995年左右，人們逐漸達成共識：銀河系是一個“棒”旋星系！旋臂從其兩端向外延伸。21世紀以來，斯皮策紅外太空望遠鏡和最近的歐洲航空局的蓋亞衛星均證認了這一結果。
然而，棒旋結構的確認是否表示銀河系也同NGC1300一樣具有兩個旋臂呢？
02 21世紀銀河系研究的突破
在銀河系這個規模超過十萬光年的巨大渦流中，沿視線方向上的多個結構層層重疊，加之天體距離測量的不確定性，使得我們對銀河系旋臂的數目都很難確定。同時，關於銀河系旋臂結構的模型紛繁複雜、超過百種。
進入21世紀，銀河系旋臂結構領域的天文學家認識到，如果想進一步描繪銀河系的旋臂結構，就亟待找到更好的示蹤旋臂的天體（這種天體最好不受星際塵埃或者氣體消光的影響）並且能採用精確的方法確定其距離（這種方法最好不依賴任何物理學模型而是實測得到的距離）。而這項突破是由我國天文學家實現的。
銀河系旋臂結構研究新紀元
旋臂是恆星形成的主要場所，揭示銀河系旋臂結構首要關鍵是尋找處在旋臂上的“燈塔”以及如何把它精確定位。
2003年，我國天文學家發現分子的宇宙微波激射，即脈澤，是銀河系旋臂極好的示蹤天體[13]。脈澤，射電波段的“激光”，這是一種具有很小的空間尺度、標誌著恆星形成的天體，它可以穿透銀盤上氣體和塵埃的遮擋而被地球上的射電望遠鏡探測到。
為了測量這些遙遠的示蹤旋臂的“燈塔”，我國天文學家計劃用世界上分辨率最高的望遠鏡——甚長基線干涉陣（VLBA）來實施觀測。VLBA是由橫跨美國的10臺口徑25米的射電望遠鏡組成的一個功能強大的陣列，它的最長基線可達8611千米，分辨率能夠達到0.0003角秒，相當於人類可以肉眼閱讀4000千米以外的報紙。
2006年，我國天文學家在解決一系列挑戰性技術難題後，首次將三角視差測量距離的精度提高到同時期依巴谷衛星測量精度的100倍，實現了天體測量技術的劃時代突破，這個精度相當於在地球上準確定位月球上的一隻螞蟻。他們以有史以來最高的天體測量精度確定了銀河系英仙臂的距離，徹底解決了天文界關於英仙臂位置的長期爭論，使得直接測量銀河系旋臂結構成為了可能。
該成果榮登《Science》雜誌封面[14]，成為中國天文學家在該雜誌封面的首秀。該工作在國內外產生了深遠影響，國際權威專家評論中國天文學家的這項工作是銀河系結構研究領域的一個里程碑，稱他們開創了三角視差測量的新紀元。
三角視差法原理(左) / 美國甚長基線干涉陣(右)，圖片來源：中科院紫金山天文臺(左) / NRAO(右)
銀河系旋臂結構新圖景
以中國天文學家為首的、利用VLBA測量英仙臂距離的項目獲得了巨大成功，這極大地推動了美國國立射電天文臺有史以來最大的科學項目、也是迄今為止國際上最大的銀河系測量計劃——銀河系“棒”和旋臂結構（BeSSeL）巡天的成立（2009年）。
十多年來，該項目精確測量了銀河系幾百個脈澤（距離精度接近0.00001角秒），覆蓋了銀河系大約三分之一的區域。結合其它波段的天體觀測，這個項目誕生了廣泛認可的新的銀河系旋臂結構[15, 16]。2019年，項目組成員繪製出了10萬×10萬光年尺度的、全新的、迄今為止最精確的銀河系結構圖[17]，清晰地展示出銀河系是一個具有四條旋臂的“棒”旋星系。同時，該項目證認了前人觀測到的銀河系盤翹曲現象，即銀河系的外盤面逐漸偏離內盤面，整體看起來像“彎曲的土豆片”。
此外，天文界長期以來一直認為太陽附近只有零星物質存在，不可能存在旋臂結構，僅認為太陽附近是一個“鼓包”。而新的銀河系結構圖顯示，太陽附近的本地臂是一條孤立的臂段，非常接近銀河系的第五條旋臂。
需要特別指出的是，這是我國天文學家在2013年發現的[18]，他們後來又發現銀河系迄今最長的一條旋臂間次結構[19]，這標誌著直接測量銀河系已經變為現實。本項目還精確限定了銀河系基本參數，如銀心距、銀河系旋轉曲線、太陽本動等。但是，目前脈澤主要集中是在北半球觀測的，南半球的觀測項目正在開展中[20]。
最新的銀河系旋臂結構，圖片來源：科學美國人，馬克·裡德 & 鄭興武，2020
最近，我國天文學家根據蓋亞衛星的天體測量數據，在國際上率先使用具有三角視差的大質量年輕恆星（O、B型星）、銀河系疏散星團和脈澤數據綜合描繪太陽附近的銀河系結構，再一次證實本地臂的存在，將旋臂結構從北天延伸至脈澤數據尚且缺失的南天，並發現銀河系旋臂結構不均勻的現象。根據精確視差距離所描繪的銀河系旋臂結構，他們在國際上率先提出銀河系不是以前廣泛認可的單純由宏偉的、規則的螺旋形主旋臂所組成的，而是具有多條主旋臂、在主旋臂間充滿著次結構的、複雜的旋渦星系的觀點，拓展了人類對銀河系的瞭解。
至少目前，我們對自己的銀河家園有了更加清晰的認識。我們可能生活在一個具有四條旋臂的“棒”旋星系中，我們的太陽系位於銀盤上，但是遠離銀河系中心大約位於銀河系半徑的三分之二處，而且太陽很可能在一個孤立的旋臂段中，即“本地臂”。銀河系的四條旋臂間有可能有很多分叉，但是四條清晰、明確、對稱的旋臂又讓她顯得比較獨特，因為大多數旋渦星系的旋臂很少而且旋臂比較凌亂。
銀河系研究的未來
幾百年來，科學家們從簡單到複雜，從整體到細節，孜孜不倦地繪製著銀河系的圖像。儘管目前我們已經瞭解到了一些銀河系的基本知識，但仍有許多疑問等著去解答。比如：銀河系是在宇宙的什麼時間、如何形成的？目前比較流行的觀點認為是宇宙早期先形成的許多較小的星系碰撞併合形成了現在的銀河系，但是其準確的年齡還是無法確定。
另外，銀河系的“棒”和旋臂又是如何形成的？如果認為銀河系是早期小星系併合的，那併合過程則一定會打破現在這種旋臂結構；而由旋轉曲線計算的銀河系的總質量遠遠大於銀河系內可見物質的質量，進而引申出的問題就是：不發光物質是暗物質嗎？那麼暗物質的質量是多少，它們又是什麼、在哪裡？抑或我們只是需要修改已有的引力理論來解釋該現象。
更多的觀測亟待開展來進一步拓展我們對銀河系的認知，可喜的是近些年我們的觀測設備在不斷邁上新臺階，比如已經投入使用的，坐落在我國貴州的500米射電望遠鏡（FAST），甚至未來更大的射電望遠鏡陣。此外還有正在規劃和建造中的北美下一代甚長基線望遠鏡陣列（NGVLA），和位於南非與澳大利亞的平方公里陣列（SKA）等。預計它們在十年後可以投入使用，到那時，它們提供給我們的“火眼”（超高的分辨率）和“金睛”（超高的定位精度），一定可以讓我們在銀河系中的視線到達更遠的地方。
相信總有一天，我們最終可以撥開雲霧，繪出銀河系的“廬山真面目”。
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