درب التبانة

• يُستخدم مصطلح "درب الطيور" في العديد من اللغات الأورالية والتركية ، بالإضافة إلى لغات البلطيق . وقد لاحظ سكان الشمال أن الطيور المهاجرة تتبع مسار المجرة ^{[ 56 ]} أثناء هجرتها في نصف الكرة الشمالي. ويحمل اسم "درب الطيور" (في الفنلندية والإستونية واللاتفية والليتوانية والبشكيرية والكازاخية) بعض الاختلافات في لغات أخرى، مثل "طريق الإوزة الرمادية (البرية)" في لغات تشوفاش وماري والتتارية، و"طريق الكركي" في لغات إرزيا وموكشا.
• أطلق شعب الكاورنا في سهول أديلايد بجنوب أستراليا على درب التبانة اسم " وودليباري " في لغة الكاورنا ، والذي يعني "نهر البيت". ^{[ 57 ]}
• أطلق شعب غوميروي بين نيو ساوث ويلز وكوينزلاند على درب التبانة اسم دينوان ، أي "طائر الإيمو العملاق في السماء" الذي يمتد عبر سماء الليل. ^{[ 58 ]}
• كان درب التبانة يُستخدم تقليديًا كدليل للحجاج المسافرين إلى الموقع المقدس في سانتياغو دي كومبوستيلا ، ومن هنا جاء استخدام اسم "طريق سانتياغو" للإشارة إلى درب التبانة. ^{[ 59 ]} ومن المثير للاهتمام أن مصطلح "لا فوي لادي " ("درب التبانة") كان يُستخدم أيضًا للإشارة إلى طريق الحج. ^{[ 60 ]}
• نهر الجانج السماء: يُستخدم هذا الاسم السنسكريتي ( आकाशगंगा Ākāśagaṃgā ) في العديد من اللغات الهندية وفقًا للمعتقد الهندوسي.
• يُستخدم الاسم الصيني "النهر الفضي" (銀河) في جميع أنحاء شرق آسيا، بما في ذلك كوريا وفيتنام ( نغان ها ). في اليابان وكوريا، يُشير مصطلح "النهر الفضي" ( باليابانية :銀河، بالحروف اللاتينية : ginga ؛ بالكورية : 은하 ؛ بالحروف اللاتينية : eunha ) إلى أي مجرة.   
• يُطلق على مجرة ​​درب التبانة في اليابان اسم "نهر السماء" (天の川، أما نو غاوا ) ، وهو اسم بديل في اللغة الصينية ( بالصينية :天河؛ بينيين : Tiānhé ). أما في اللغة الفيتنامية، فيُشير مصطلح "نهر السماء" ( Thiên hà ) إلى أي مجرة.
• في غرب آسيا وآسيا الوسطى وأجزاء من البلقان، يرتبط اسم درب التبانة بكلمة تعني القش . ويستخدمه اليوم الفرس والباكستانيون والأتراك إلى جانب العرب. وقد أشير إلى أن هذا المصطلح انتشر على يد العرب في العصور الوسطى الذين استعاروه بدورهم من الأرمن. ^{[ 61 ]}
• في اللغة الصربية الكرواتية يُطلق عليها اسم "Kumova slama" ( ترجمة حرفيةقش العراب ) على طول "وضع مليجيني" ( ترجمة حرفيةدرب التبانة ). ^{[ 62 ]}
• أطلق سكان الدول الاسكندنافية، مثل السويديين، على المجرة اسم "شارع الشتاء" ( Vintergatan ) لأنها تكون أكثر وضوحًا خلال فصل الشتاء في نصف الكرة الشمالي، وخاصة عند خطوط العرض العليا حيث يمكن أن يحجبها وهج الشمس في وقت متأخر من الليل خلال فصل الصيف.

تعتمد رؤية مجرة ​​درب التبانة بالعين المجردة كشريط عبر السماء على عدة اعتبارات:

• نظراً لأن المجرة مُرتبة على شكل مستوى، فإن كثافة عالية من النجوم تُرى عند النظر إلى هذا المستوى، باتجاه مركز المجرة. مع ذلك، فإن النجوم الأخرى خارج هذا النطاق تقع أيضاً ضمن مجرة ​​درب التبانة.
• يميل مستوى المجرة بزاوية 60 درجة عن مستوى مسار الشمس حول الأرض. ولذلك، يظهر الشريط في سماء الليل بزاوية مع الأفق.
• كما هو الحال مع جميع الأجرام السماوية، يؤثر مدار الأرض حول الشمس على اتجاه الرؤية. لا تواجه السماء ليلاً مركز مدار الأرض إلا لجزء من هذا المدار؛ لذا، يختلف موسم الرؤية. يبقى هذا الشريط موجوداً دائماً، لكنه يكون في اتجاه الشمس خلال جزء من السنة (وقت النهار)، مما يجعل ضوءه خافتاً.
• كما هو الحال مع جميع الأجرام السماوية، تبدو مجرة ​​درب التبانة وكأنها ترتفع فوق الأفق، ثم تدور أعلى، ثم تختفي خلفه. ويعود ذلك إلى دوران الأرض، الذي يجعل المجرة تدخل وتخرج من مجال رؤيتنا.

يتطلب رصد حزام درب التبانة الضوئي ومركزه المجري الشروط التالية. ^{[ 74 ]}

• تكيف العين مع السماء المظلمة (30 دقيقة)
• تلوث ضوئي منخفض ( مستوى بورتل 4 أو أقل)
• ضوء القمر منخفض أو معدوم (خلال فترة 5 أيام من القمر الجديد)
• مستوى منخفض من الضباب والرطوبة، وهو ما قد لا يكون واضحاً.
• الموسم المناسب لنصف الكرة الأرضية الذي تشاهد منه (من مايو إلى أغسطس هو الأفضل في أمريكا الشمالية)
• الوقت الصحيح من الليل؛ كما هو الحال مع الأجرام السماوية الأخرى، يبدو أنه يرتفع وينخفض ​​في سماء الليل.
• اتجاه الرؤية الصحيح: في نصف الكرة الشمالي، يقع في الجنوب، بين برجي القوس والعقرب. أما في نصف الكرة الجنوبي، فيقع بالقرب من برجي كارينا وقنطورس.

في كتابه "الأرصاد الجوية" ، يذكر أرسطو (384-322 ق.م.) أن الفيلسوفين اليونانيين أناكسغوراس ( حوالي 500-428 ق.م.) وديموقريطس (460-370 ق.م.) قد اقترحا أن مجرة ​​درب التبانة هي توهج نجوم غير مرئية مباشرة بسبب ظل الأرض، بينما تتلقى النجوم الأخرى ضوءها من الشمس، لكن أشعة الشمس تحجب توهجها. ^{[ 75 ]} وكان أرسطو نفسه يعتقد أن درب التبانة جزء من الغلاف الجوي العلوي للأرض، إلى جانب النجوم، وأنها نتاج ثانوي لاحتراق النجوم الذي لم يتبدد بسبب موقعه الخارجي في الغلاف الجوي، مما يشكل دائرته العظمى . وقال إن المظهر اللبني لمجرة درب التبانة ناتج عن انكسار الضوء في الغلاف الجوي للأرض. ^{[ 76 ] [ 77 ] [ 78 ]} انتقد الفيلسوف الأفلاطوني المحدث أوليمبيودوروس الأصغر ( حوالي 495-570 م) هذا  الرأي، مُجادلاً بأنه لو كانت مجرة ​​درب التبانة أرضية ، لظهرت بشكل مختلف في أوقات وأماكن مختلفة على الأرض، ولظهرت بظاهرة اختلاف المنظر ، وهو ما لا ينطبق عليها. ففي رأيه، درب التبانة سماوي. وقد كان لهذه الفكرة تأثير كبير لاحقاً في العالم الإسلامي . ^{[ 79 ]}

اقترح الفلكي الفارسي البيروني (973-1048) أن مجرة ​​درب التبانة "مجموعة من شظايا لا حصر لها تشبه النجوم السديمية ". ^{[ 80 ]} واقترح الفلكي الأندلسي أفيمباس ( توفي عام 1138) أن مجرة ​​درب التبانة تتكون من العديد من النجوم ، لكنها تبدو كصورة متصلة في الغلاف الجوي للأرض، مستشهداً بمشاهدته لاقتران كوكبَي المشتري والمريخ عام 1106 أو 1107 كدليل على ذلك. ^{[ 77 ]} وكتب الفلكي الفارسي ناصر الدين الطوسي (1201-1274) في كتابه "تذكرة" : "تتكون مجرة ​​درب التبانة، أي المجرة، من عدد كبير جداً من النجوم الصغيرة المتراصة، والتي تبدو، بسبب كثافتها وصغر حجمها، كبقع غائمة. ولهذا السبب، شُبّهت بلون الحليب". ^{[ 81 ]} اقترح ابن قيم الجوزية (1292-1350) أن درب التبانة عبارة عن "عدد لا يحصى من النجوم الصغيرة المتراصة معًا في فلك النجوم الثابتة". ^{[ 82 ]}

ظهر الدليل على أن درب التبانة نظام نجمي متعدد في عام 1610، عندما استخدم غاليليو غاليلي تلسكوبًا بصريًا لدراسة درب التبانة واكتشف أنها تتكون من عدد هائل من النجوم الخافتة. ^{[ 83 ]} وفي رسالة عام 1755، أساء إيمانويل كانط فهم اقتراح توماس رايت بأن درب التبانة على شكل بالون ، وتكهن (بشكل صحيح) بأن درب التبانة قد يكون جسمًا دوارًا من عدد هائل من النجوم، متماسكًا بفعل قوى جاذبية مشابهة للنظام الشمسي ولكن على نطاقات أوسع بكثير. ^{[ 84 ] : 15} سيُرى قرص النجوم الناتج كشريط في السماء من منظورنا داخل القرص. كما افترض رايت وكانط أن بعض السدم المرئية في سماء الليل قد تكون "مجرات" منفصلة بحد ذاتها، على غرار مجرتنا. ^{[ 84 ] : 16} أشار كانط إلى كل من مجرة ​​درب التبانة و"السدم خارج المجرة" على أنها "أكوان جزرية"، وهو مصطلح ظل مستخدمًا حتى ثلاثينيات القرن العشرين. ^{[ 85 ]}

أُجريت أول محاولة لوصف شكل مجرة ​​درب التبانة وموقع الشمس فيها على يد ويليام هيرشل عام 1785، وذلك من خلال عدّ النجوم بدقة في مناطق مختلفة من السماء المرئية. وقد رسم مخططًا لشكل مجرة ​​درب التبانة، مع وجود النظام الشمسي بالقرب من مركزها. ^{[ 84 ] : 16}

في عام 1845، قام اللورد روس ببناء تلسكوب جديد، وتمكن من تمييز مصادر نقطية فردية فيما كان يُعرف سابقًا ببقع خافتة تُسمى السدم، وتحديد البنية الحلزونية لما يُعرف الآن باسم مجرة ​​الدوامة (M51). ^{[ 86 ] [ 87 ]}

في عام 1904، وأثناء دراسته للحركات الذاتية للنجوم، أفاد جاكوبوس كابتين بأن هذه الحركات لم تكن عشوائية كما كان يُعتقد آنذاك؛ إذ يمكن تقسيم النجوم إلى تيارين يتحركان في اتجاهين متعاكسين تقريبًا. ^{[ 88 ]} لاحقًا، تبيّن أن بيانات كابتين كانت أول دليل على دوران مجرة ​​درب التبانة، ^{[ 89 ]} الأمر الذي أدى في النهاية إلى اكتشاف دوران المجرة على يد بيرتيل ليندبلاد ويان أورت .

في عام ١٩١٧، رصد هيبر دوست كورتيس المستعر الأعظم إس أندروميدا داخل سديم أندروميدا العظيم ( جسم ميسييه ٣١). وبالبحث في السجل الفوتوغرافي، وجد ١١ مستعرًا أعظمًا آخر . لاحظ كورتيس أن هذه المستعرات كانت، في المتوسط، أضعف بعشرة درجات من تلك التي ظهرت داخل مجرة ​​درب التبانة. ونتيجة لذلك، تمكن من تقدير المسافة بـ ١٥٠,٠٠٠ فرسخ فلكي. أصبح كورتيس من أنصار فرضية "الأكوان الجزرية"، التي تنص على أن السدم الحلزونية مجرات مستقلة. ^{[ ٩٠ ] [ ٩١ ]} في عام ١٩٢٠، دار النقاش الكبير بين هارلو شابلي وهيبر كورتيس، حول طبيعة مجرة ​​درب التبانة، والسدم الحلزونية، وأبعاد الكون. ولدعم ادعائه بأن سديم أندروميدا العظيم هو مجرة ​​خارجية، لاحظ كورتيس ظهور ممرات مظلمة تشبه سحب الغبار في مجرة ​​درب التبانة، بالإضافة إلى انزياح دوبلر الكبير . ^{[ 92 ]}

حُسم الجدل بشكل قاطع على يد إدوين هابل في أوائل عشرينيات القرن العشرين باستخدام تلسكوب هوكر ذي المرآة البالغ قطرها 2.5 متر (100 بوصة )   في مرصد جبل ويلسون . وبفضل قدرة هذا التلسكوب الجديد على تجميع الضوء ، تمكن من إنتاج صور فلكية استطاعت من خلالها تمييز الأجزاء الخارجية لبعض السدم الحلزونية كمجموعات من النجوم المنفردة. كما تمكن من تحديد بعض المتغيرات القيفاوية التي استخدمها كمعيار لتقدير المسافة إلى السدم. ووجد أن سديم أندروميدا يبعد 275,000 فرسخ فلكي عن الشمس، وهي مسافة بعيدة جدًا بحيث لا يمكن اعتباره جزءًا من مجرة ​​درب التبانة. ^{[ 93 ] [ 94 ]}

توفر مركبة غايا الفضائية التابعة لوكالة الفضاء الأوروبية تقديرات للمسافات من خلال تحديد اختلاف المنظر لمليار نجم، وتقوم برسم خريطة لمجرة درب التبانة. ^{[ 95 ] [ 96 ]}

وُصفت بيانات غايا بأنها "تحويلية". وتشير التقديرات إلى أن غايا قد زادت عدد النجوم المرصودة من حوالي مليوني نجم في التسعينيات إلى ملياري نجم. كما زادت من حجم الفضاء القابل للقياس بمقدار 100 ضعف في نصف القطر و1000 ضعف في الدقة. ^{[ 97 ]}

خلصت دراسة أجريت عام 2020 إلى أن مرصد غايا رصد حركة تذبذب للمجرة، والتي قد تكون ناجمة عن " عزم دوران ناتج عن عدم محاذاة محور دوران القرص بالنسبة للمحور الرئيسي لهالة غير كروية، أو عن مادة متراكمة في الهالة خلال مرحلة السقوط المتأخر، أو عن مجرات قمرية قريبة متفاعلة وما يترتب عليها من مد وجزر". ^{[ 28 ]} وفي أبريل 2024، نُشرت دراسات أولية وخرائط ذات صلة، تتضمن المجالات المغناطيسية لمجرة درب التبانة. ^{[ 98 ]}

تقع الشمس بالقرب من الحافة الداخلية لذراع الجبار ، ضمن منطقة الزغب المحلي للفقاعة المحلية ، بين موجة رادكليف والبنية الخطية المنقسمة ( حزام غولد سابقًا ). ^{[ 99 ]} استنادًا إلى دراسات مدارات النجوم حول Sgr A* التي أجراها جيلسن وآخرون (2016)، تقع الشمس على مسافة تُقدّر بـ 27.14 ± 0.46 ألف سنة ضوئية (8.32 ± 0.14 كيلوبارسيك) ^{[ 37 ]} من مركز المجرة. وجد بوهل وآخرون (2016) قيمة أصغر تبلغ 25.64 ± 0.46 ألف سنة ضوئية (7.86 ± 0.14 كيلوبارسيك) ، باستخدام تحليل مدارات النجوم أيضًا. ^{[ 100 ]} تقع الشمس حاليًا على بُعد 5-30 فرسخًا فلكيًا (16-98 سنة ضوئية) فوق، أو شمال، المستوى المركزي لقرص المجرة. ^{[ 101 ]} تبلغ المسافة بين الذراع المحلي والذراع التالي، ذراع برساوس ، حوالي 2000 فرسخ فلكي (6500 سنة ضوئية) . ^{[ 102 ]} تقع الشمس، وبالتالي النظام الشمسي، في المنطقة الصالحة للسكن في مجرة ​​درب التبانة . ^{[ 103 ] [ 104 ]}               

يوجد حوالي 208  نجوم ألمع من القدر المطلق  8.5 ضمن كرة نصف قطرها 15 فرسخًا فلكيًا (49 سنة ضوئية) من الشمس، بكثافة نجم واحد لكل 69 فرسخًا فلكيًا مكعبًا، أو نجم واحد لكل 2360 سنة ضوئية مكعبة (من قائمة أقرب النجوم الساطعة ). في المقابل، يوجد 64 نجمًا معروفًا (بأي قدر، باستثناء 4 أقزام بنية ) ضمن مسافة 5 فرسخات فلكية (16 سنة ضوئية) من الشمس ، بكثافة نجم واحد تقريبًا لكل 8.2 فرسخًا فلكيًا مكعبًا، أو نجم واحد لكل 284 سنة ضوئية مكعبة (من قائمة أقرب النجوم ). يوضح هذا أن عدد النجوم الخافتة يفوق بكثير عدد النجوم الساطعة: ففي السماء بأكملها، يوجد حوالي 500 نجم ألمع من القدر الظاهري 4، بينما يوجد 15.5 مليون نجم ألمع من القدر الظاهري 14. ^{[ 105 ]}           

قمة مسار الشمس، أو قمة الشمس ، هي الاتجاه الذي تسلكه الشمس عبر نقطة السكون المحلية في مجرة ​​درب التبانة. يتجه مسار الشمس العام في المجرة نحو نجم ذنب الدجاجة (دينيب) بالقرب من كوكبة الدجاجة ، بزاوية تقارب 90  درجة سماوية بالنسبة لمركز المجرة. من المتوقع أن يكون مدار الشمس حول مجرة ​​درب التبانة بيضاويًا تقريبًا، مع وجود اضطرابات ناتجة عن الأذرع الحلزونية للمجرة وتوزيعات غير منتظمة للكتلة. إضافةً إلى ذلك، تعبر الشمس مستوى المجرة حوالي 2.7  مرة في كل دورة. ^{[ 106 ]} يشبه هذا آلية عمل المذبذب التوافقي البسيط دون وجود قوة مقاومة (تخميد). كان يُعتقد حتى وقت قريب أن هذه التذبذبات تتزامن مع فترات انقراض جماعي للكائنات الحية على الأرض. ^{[ 107 ]} إلا أن إعادة تحليل تأثيرات عبور الشمس عبر البنية الحلزونية، استنادًا إلى بيانات أول أكسيد الكربون، لم تجد أي ارتباط. ^{[ 108 ]}

يستغرق النظام الشمسي حوالي 240  مليون سنة لإكمال دورة واحدة حول مجرة ​​درب التبانة ( سنة مجرية )، ^{[ 109 ]} لذا يُعتقد أن الشمس قد أكملت ما بين 18 و20  دورة خلال عمرها، و1/1250 من دورة كاملة منذ نشأة الإنسان . تبلغ سرعة دوران النظام الشمسي حول مركز مجرة ​​درب التبانة حوالي 220 كم/ث (490,000 ميل/ساعة) ، أو 0.073% من سرعة الضوء . تتحرك الشمس عبر الغلاف الشمسي بسرعة 84,000 كم/س (52,000 ميل/ساعة) . بهذه السرعة، يستغرق النظام الشمسي حوالي 1400 سنة لقطع مسافة سنة ضوئية واحدة، أو 8 أيام لقطع وحدة فلكية واحدة . ^{[ 110 ]} يتجه النظام الشمسي نحو كوكبة العقرب ، التي تتبع مسار الشمس الظاهري. ^{[ 111 ]}        

يشير الربع المجري، أو ربع درب التبانة، إلى أحد القطاعات الدائرية الأربعة في تقسيم مجرة ​​درب التبانة. في الممارسة الفلكية، يعتمد تحديد الأرباع المجرية على نظام الإحداثيات المجرية ، الذي يضع الشمس كنقطة أصل لنظام الخرائط . ^{[ 112 ]}

تُوصَف الأرباع باستخدام الأرقام الترتيبية - على سبيل المثال، "الربع المجري الأول"، ^{[ 113 ]} "الربع المجري الثاني"، ^{[ 114 ]} أو "الربع الثالث من مجرة ​​درب التبانة". ^{[ 115 ]} عند النظر من القطب المجري الشمالي مع اعتبار 0° (صفر درجة) هو الشعاع الذي يمتد من الشمس ويمر عبر مركز المجرة، تكون الأرباع كما يلي: 

ربع المجرة	خط الطول المجري (ℓ)	مرجع
الأول	0° ≤ ℓ ≤ 90°	[ 116 ]
الثاني	90° ≤ ℓ ≤ 180°	[ 114 ]
الثالث	180° ≤ ℓ ≤ 270°	[ 115 ]
الرابع	270° ≤ ℓ ≤ 360° (360° ≅ 0°)	[ 113 ]

مع زيادة خط الطول المجري (ℓ) في اتجاه عكس عقارب الساعة ( دوران موجب ) كما يُرى من شمال مركز المجرة ( نقطة رؤية تبعد عدة مئات الآلاف من السنين الضوئية عن الأرض في اتجاه كوكبة كوما برنيس )؛ إذا تم النظر إليه من جنوب مركز المجرة (نقطة رؤية بعيدة بشكل مماثل في كوكبة النحات )، فإن ℓ سيزداد في اتجاه عقارب الساعة ( دوران سالب ).

مجرة درب التبانة هي إحدى أكبر مجرتين في المجموعة المحلية (والأخرى هي مجرة ​​أندروميدا ). مع ذلك، لا يزال حجم قرصها المجري ومدى تأثيره على قطر السطح المتساوي الإضاءة غير مفهومين تمامًا. ^{[ 13 ]} تشير التقديرات إلى أن الجزء الأكبر من نجوم المجرة يقع ضمن قطر يبلغ 26 كيلوبارسيك (80,000 سنة ضوئية) ، وأن عدد النجوم خارج القرص الخارجي يتناقص بشكل كبير إلى عدد ضئيل جدًا، وذلك عند استقراء القرص الأسي باستخدام طول مقياس القرص الداخلي. ^{[ 117 ] [ 13 ]}

تُستخدم عدة طرق في علم الفلك لتحديد حجم المجرة، وقد تُعطي كل طريقة نتائج مختلفة عن الأخرى. الطريقة الأكثر شيوعًا هي معيار D25 _، وهو خط تساوي السطوع حيث يصل السطوع الضوئي للمجرة في النطاق B (  طول موجة الضوء 445 نانومتر، في الجزء الأزرق من الطيف المرئي ) إلى 25 قدرًا/ثانية قوسية ^مربعة . ^{[ 118 ]} وقد قارن تقديرٌ أجراه غودوين وآخرون عام 1997 توزيع النجوم المتغيرة من نوع سيفيد في 17 مجرة ​​حلزونية أخرى بتلك الموجودة في مجرة ​​درب التبانة، ونمذجة العلاقة بسطوع سطحها. أعطى هذا قطرًا متساوي السطوع لمجرة درب التبانة عند 26.8 ± 1.1 كيلوبارسيك (87,400 ± 3,600 سنة ضوئية) ، بافتراض أن القرص الأسي يُمثل قرص المجرة تمثيلًا جيدًا، واعتماد سطوع سطحي مركزي للمجرة (μ0 ₎ قدره    22.1 ± 0.3 قدر ظاهري B /ثانية قوسية⁻² ^وطول مقياس القرص ( h ) يبلغ 5.0 ± 0.5 كيلوبارسيك (16300 ± 1600 سنة ضوئية) . ^{[ 119 ] [ 12 ] [ 120 ]}      

يُعدّ هذا القطر أصغر بكثير من قطر مجرة ​​أندروميدا على خط تساوي السطوع، وأقل بقليل من متوسط ​​أحجام المجرات على خط تساوي السطوع، إذ يبلغ 28.3 كيلوبارسيك (92,000 سنة ضوئية) . ^{[ 12 ]} وخلصت الدراسة إلى أن مجرة ​​درب التبانة ومجرة أندروميدا لم تكونا مجرات حلزونية ضخمة للغاية، ولم تكونا من بين أكبر المجرات المعروفة (إن لم تكن الأولى هي الأكبر) كما كان يُعتقد سابقًا، بل كانتا مجرات حلزونية عادية متوسطة الحجم. ^{[ 121 ]} ولمقارنة الحجم الفيزيائي النسبي لمجرة درب التبانة، إذا كان حجم النظام الشمسي حتى نبتون بحجم ربع دولار أمريكي ( 24.3 ملم (0.955 بوصة) )، فإن مجرة ​​درب التبانة ستكون تقريبًا على الأقل أطول خط شمالي-جنوبي للولايات المتحدة المتجاورة . ^{[ 122 ]} وقد أعطت دراسة أقدم من عام 1978 قطرًا أقل لمجرة درب التبانة يبلغ حوالي 23 كيلوبارسيك (75,000 سنة ضوئية) . ^{[ 12 ]}      

أشارت دراسة نُشرت عام 2015 إلى وجود خيط نجمي حلقي الشكل يُسمى حلقة المثلث-أندروميدا (حلقة تراي أند)، يمتد فوق وتحت مستوى المجرة المسطح نسبيًا. وقد اقتُرح أن هذه الحلقة، إلى جانب حلقة وحيد القرن، ناتجة بشكل أساسي عن تذبذبات القرص والتفاف حول مجرة ​​درب التبانة، بقطر لا يقل عن 50 كيلوبارسيك (160,000 سنة ضوئية) . ^{[ 123 ]} وقد تكون هذه الحلقة جزءًا من القرص الخارجي لمجرة درب التبانة نفسه، مما يُساهم في زيادة حجم القرص النجمي إلى هذا الحد. ^{[ 124 ]} وفي وقت لاحق، استبعدت دراسة نُشرت عام 2018 هذه الفرضية إلى حد ما، ودعمت استنتاجًا مفاده أن حلقة وحيد القرن، وحلقة A13، وحلقة تراي أند هي تجمعات نجمية زائدة ناتجة عن قذف القرص النجمي الرئيسي، حيث وُجد أن تشتت سرعة نجوم RR Lyrae أعلى ويتوافق مع انتمائها إلى الهالة. ^{[ 125 ]}  

كشفت دراسة أخرى أجريت عام 2018 عن احتمال كبير لوجود نجوم قرصية على بُعد 26-31.5 كيلوبارسيك (84,800-103,000 سنة ضوئية) من مركز المجرة، أو ربما أبعد من ذلك بكثير، أي ما يزيد عن 13-20 كيلوبارسيك (40,000-70,000 سنة ضوئية) ، حيث كان يُعتقد سابقًا أن هذا هو الحد الفاصل بين الكثافة النجمية للقرص، مما يعني أنه من المتوقع وجود عدد قليل جدًا من النجوم أو انعدامها فوق هذا الحد، باستثناء النجوم التي تنتمي إلى المجموعة القديمة من هالة المجرة. ^{[ 13 ] [ 126 ] [ 127 ]}    

توقعت دراسة أجريت عام 2020 أن يبلغ طول حافة هالة المادة المظلمة لمجرة درب التبانة حوالي 292 ± 61 كيلوبارسيك (952,000 ± 199,000 سنة ضوئية ) ، وهو ما يعادل قطرًا يبلغ 584 ± 122 كيلوبارسيك (1.905 ± 0.3979 مليون سنة ضوئية ) . ^{[ 29 ] [ 30 ]} كما يُقدّر سمك قرص مجرة ​​درب التبانة النجمي بحوالي 1.35 كيلوبارسيك (4,000 سنة ضوئية) . ^{[ 128 ] [ 129 ]}              

تبلغ كتلة مجرة ​​درب التبانة حوالي 0.88 تريليون ضعف كتلة الشمس ( 8.8 × 10^12) .^{[ 130 ] تختلف تقديرات كتلة مجرة ​​درب التبانة} ،اعتمادًا على الطريقة والبيانات المستخدمة. الحد الأدنى لنطاق التقدير هو 5.8 × 10^{تبلغ كتلتها 11} كتلة شمسية ( M _☉ )، وهي أقل قليلاً من كتلة مجرة ​​أندروميدا . ^{[ 131 ] [ 132 ] [ 133 ]} 

أظهرت القياسات التي أُجريت باستخدام مصفوفة خط الأساس الطويل جدًا (VLE) في عام 2009 سرعات تصل إلى 254 كم/ث (570,000 ميل/ساعة) للنجوم الواقعة على الحافة الخارجية لمجرة درب التبانة. ^{[ 134 ]} ولأن السرعة المدارية تعتمد على الكتلة الكلية داخل نصف قطر المدار، فإن هذا يشير إلى أن مجرة ​​درب التبانة أكبر كتلة، إذ تعادل تقريبًا كتلة مجرة ​​أندروميدا البالغة 7 × 10⁶  ^{كتلة تبلغ 11} كتلة _شمسية ضمن مسافة 160,000 سنة ضوئية (49 كيلوبارسيك) من مركزها. ^{[ 135 ]} في عام 2010، أظهر قياس السرعة الشعاعية لنجوم الهالة أن الكتلة المحصورة ضمن 80 كيلوبارسيك تبلغ 7 × 10   ¹¹ مليون _{كتلة شمسية} . ^{[ 136 ]} في دراسة أجريت عام 2014، قُدِّرت كتلة مجرة ​​درب التبانة بأكملها بـ 8.5 × 10 _{تبلغ كتلة مجرة ​​درب التبانة} ¹¹ كتلة شمسية ، ^{[ 137 ]} ولكن هذه الكتلة لا تمثل سوى نصف كتلة مجرة ​​أندروميدا. ^{[ 137 ]} وقدّرت إحدى الدراسات الحديثة لكتلة مجرة ​​درب التبانة في عام 2019 بنحو 1.29 × 10 ¹² م _☉ . ^{[ 138 ]} 

يبدو أن جزءًا كبيرًا من كتلة مجرة ​​درب التبانة يتكون من المادة المظلمة ، وهي شكل غير معروف وغير مرئي من المادة يتفاعل جاذبيًا مع المادة العادية. ويُفترض أن هالة المادة المظلمة تنتشر بشكل منتظم نسبيًا لمسافة تتجاوز مئة كيلوبارسيك (kpc) من مركز المجرة. وتشير النماذج الرياضية لمجرة درب التبانة إلى أن كتلة المادة المظلمة تتراوح بين 1 و1.5 × 10⁻³⁴¹² مليون _{كتلة شمسية} . ^{[ 139 ] [ 140 ] [ 141 ]} تشير دراسات عامي 2013 و2014 إلى نطاق في الكتلة يصل إلى 4.5 × 10 ¹² مليون _☉ ^{[ 142 ]} وأصغر حجماً يصل إلى 8 × 10 ¹¹ كتلة _شمسية . ^{[ 22 ]} وبالمقارنة، تُقدّر الكتلة الإجمالية لجميع النجوم في مجرة ​​درب التبانة بما بين 4.6 × 10 ¹⁰ م _☉ ^{[ 143 ]} و 6.43 × 10 ¹⁰ م _☉ . ^{[ 139 ]} 

بالإضافة إلى النجوم، يوجد أيضًا غاز بين النجوم، يتكون من 90% هيدروجين و10% هيليوم من حيث الكتلة، ^{[ 144 ]} حيث يوجد ثلثا الهيدروجين في صورته الذرية ، والثلث المتبقي في صورة هيدروجين جزيئي . ^{[ 145 ]} تتراوح كتلة الغاز بين النجوم في مجرة ​​درب التبانة بين 10% ^{[ 145 ]} و15% ^{[ 144 ]} من إجمالي كتلة نجومها. ويشكل الغبار بين النجوم نسبة إضافية قدرها 1% من إجمالي كتلة الغاز. ^{[ 144 ]}

في مارس 2019، أفاد علماء الفلك أن الكتلة الفيروسية لمجرة درب التبانة هي^{تبلغ كتلة المادة المظلمة} 1.54 × 10¹² كتلة شمسية  ضمن نصف قطر يبلغ حوالي 39.5 كيلوبارسيك (130,000 سنة ضوئية) ، أي أكثر من ضعف ما تم تحديده في الدراسات السابقة، مما يشير إلى أن حوالي 90% من كتلة المجرة هي مادة مظلمة . ^{[ 7 ] [ 8 ]}  

في سبتمبر 2023، أفاد علماء الفلك أن الكتلة الفيروسية لمجرة درب التبانة تبلغ فقط2.06 × 10¹¹ كتلة شمسية  ، أي عُشر الكتلة التي تم تحديدها في الدراسات السابقة. وقد تم تحديد الكتلة من بيانات ^{المركبة} الفضائية غايا . ^{[ 146 ]}

تدور النجوم والغاز في مجرة ​​درب التبانة حول مركزها بشكل تفاضلي ، مما يعني أن فترة الدوران تختلف باختلاف الموقع. وكما هو معتاد في المجرات الحلزونية، فإن السرعة المدارية لمعظم نجوم درب التبانة لا تعتمد بشكل كبير على بعدها عن المركز. بعيدًا عن الانتفاخ المركزي أو الحافة الخارجية، تتراوح السرعة المدارية النموذجية للنجوم بين 200 و220  كم/ث. ^{[ 157 ]} وبالتالي، فإن الفترة المدارية للنجم النموذجي تتناسب تقريبًا مع طول المسار الذي يقطعه. وهذا يختلف عن الوضع في النظام الشمسي، حيث تسود ديناميكيات الجاذبية الثنائية، وتختلف سرعات المدارات المختلفة اختلافًا كبيرًا. ويصف منحنى الدوران (الموضح في الشكل) هذا الدوران.

لو احتوت مجرة ​​درب التبانة على الكتلة المرصودة في النجوم والغاز والمادة الباريونية (العادية) الأخرى فقط، لتناقصت سرعة دورانها مع ازدياد المسافة عن مركزها. إلا أن المنحنى المرصود مسطح نسبيًا، مما يشير إلى وجود كتلة إضافية لا يمكن رصدها مباشرةً بالإشعاع الكهرومغناطيسي. يُعزى هذا التناقض إلى المادة المظلمة. ^{[ 158 ]} يتوافق منحنى دوران مجرة ​​درب التبانة مع منحنى الدوران العام للمجرات الحلزونية، وهو أفضل دليل على وجود المادة المظلمة في المجرات. في المقابل، يقترح عدد قليل من علماء الفلك أن تعديلًا في قانون الجاذبية قد يفسر منحنى الدوران المرصود. ^{[ 159 ]}

على الرغم من أن النسبية الخاصة تنص على أنه لا يوجد إطار مرجعي قصوري "مفضل" في الفضاء يمكن مقارنة مجرة ​​درب التبانة به، إلا أن مجرة ​​درب التبانة لها سرعة بالنسبة للأطر المرجعية الكونية . ^{[ 160 ]}

أحد هذه الأطر المرجعية هو تدفق هابل ، وهو الحركة الظاهرية لتجمعات المجرات نتيجة لتمدد الفضاء . تمتلك المجرات الفردية، بما فيها مجرة ​​درب التبانة، سرعات خاصة نسبةً إلى متوسط ​​التدفق. لذا، لمقارنة مجرة ​​درب التبانة بتدفق هابل، يجب مراعاة حجم كبير بما يكفي بحيث يهيمن تمدد الكون على الحركات المحلية العشوائية. ويعني الحجم الكبير بما يكفي أن متوسط ​​حركة المجرات داخل هذا الحجم يساوي تدفق هابل. يعتقد علماء الفلك أن مجرة ​​درب التبانة تتحرك بسرعة تقارب 630 كم/ث (1,400,000 ميل/ساعة) بالنسبة لهذا الإطار المرجعي المحلي المتحرك. ^{[ 161 ] [ 162 ]}  

تتحرك مجرة ​​درب التبانة في الاتجاه العام نحو الجاذب العظيم وتجمعات مجرية أخرى ، بما في ذلك عنقود شابلي المجري العملاق ، خلفها. ^{[ 163 ]} تُعدّ المجموعة المحلية، وهي عنقود من المجرات المرتبطة جاذبيًا، والتي تضم، من بين مجرات أخرى، مجرة ​​درب التبانة ومجرة أندروميدا، جزءًا من عنقود مجري عملاق يُسمى العنقود المجري العملاق المحلي ، ويتمركز بالقرب من عنقود العذراء : على الرغم من ابتعادهما عن بعضهما البعض بسرعة 967 كم/ث (2,160,000 ميل/ساعة) كجزء من تدفق هابل، إلا أن هذه السرعة أقل مما هو متوقع بالنظر إلى المسافة البالغة 16.8 مليون فرسخ فلكي بسبب التجاذب الجاذبي بين المجموعة المحلية وعنقود العذراء. ^{[ 164 ]}   

يُوفّر إشعاع الخلفية الكونية الميكروي (CMB) إطارًا مرجعيًا آخر، حيث تكون درجة حرارته أقل تأثرًا بانزياح دوبلر (عزم ثنائي القطب صفري). تتحرك مجرة ​​درب التبانة بسرعة 552  ±  6  كم/ث (1,235,000  ±  13,000  ميل/ساعة) ^{[ 21 ]} بالنسبة لهذا الإطار، باتجاه 10.5 درجة من المطلع المستقيم، و-24 درجة من الميل ( حقبة J2000 ، بالقرب من مركز كوكبة الشجاع ). تُرصد هذه الحركة بواسطة أقمار صناعية مثل مستكشف الخلفية الكونية (COBE) ومسبار ويلكنسون لقياس تباين الموجات الميكروية (WMAP) كمساهمة ثنائية القطب في إشعاع الخلفية الكونية الميكروي، حيث تنزاح الفوتونات المتوازنة في إطار إشعاع الخلفية الكونية الميكروي نحو الأزرق في اتجاه الحركة، ونحو الأحمر في الاتجاه المعاكس. ^{[ 21 ]}

تم تصوير الثقب الأسود فائق الكتلة Sagittarius A* بواسطة تلسكوب أفق الحدث باستخدام الموجات الراديوية. البقعة المظلمة المركزية هي ظل الثقب الأسود، وهو أكبر من أفق الحدث .

توهجات الأشعة السينية الساطعة من القوس أ* (في الإطار الداخلي) في مركز درب التبانة، كما تم رصدها بواسطة مرصد تشاندرا للأشعة السينية ^{[ 195 ]}

تبعد الشمس مسافة تتراوح بين 25,000 و28,000 سنة ضوئية (7.7-8.6 كيلوبارسيك) عن مركز المجرة. تُقدَّر هذه المسافة باستخدام طرق هندسية أو بقياس أجرام فلكية مختارة تُستخدم كمعايير مرجعية ، حيث تُعطي التقنيات المختلفة قيمًا متباينة ضمن هذا النطاق التقريبي. ^{[ 196 ] [ 100 ] [ 37 ] [ 197 ] [ 198 ] [ 199 ]} في الكيلوبارسيك القليلة الداخلية ( نصف قطرها حوالي 10,000 سنة ضوئية) يوجد تجمع كثيف من النجوم، معظمها قديمة، على شكل كروي تقريبًا يُسمى الانتفاخ . ^{[ 200 ]} وقد طُرحت فرضية مفادها أن مجرة ​​درب التبانة تفتقر إلى انتفاخ حقيقي نتيجة تصادم واندماج بين مجرات سابقة ، وأنها لا تملك سوى انتفاخ زائف يتكون من قضيبها المركزي. ^{[ 201 ]} ومع ذلك، يكثر الالتباس في الأدبيات العلمية بين البنية التي تشبه قشرة الفول السوداني والناتجة عن عدم الاستقرار في القضيب، وبين انتفاخ محتمل بنصف قطر ضوئي متوقع يبلغ 0.5 كيلوبارسيك. ^{[ 202 ]}    

يتميز مركز المجرة بمصدر راديوي شديد الكثافة يُسمى القوس أ* (يُنطق القوس أ-ستار ). تشير حركة المادة حول المركز إلى أن القوس  أ* يحتوي على جسم ضخم وكثيف. ^{[ 203 ]} يُفسَّر هذا التركيز الكتلي على أفضل وجه بأنه ثقب أسود فائق الكتلة ^{[ h ] [ 196 ] [ 204 ]} (SMBH) بكتلة تُقدَّر بنحو 4.1 إلى 4.5 مليون ضعف كتلة الشمس . ^{[ 204 ]} يتوافق معدل تراكم المادة في الثقب الأسود فائق الكتلة مع نواة مجرية غير نشطة ، ويُقدَّر بـ1 × 10⁻⁵ كتلة _شمسية سنويًا. ^{[ 205 ] تشير الملاحظات إلى وجود ثقوب سوداء فائقة الكتلة} بالقرب من مركز معظم المجرات العادية. ^{[ 206 ] [ 207 ]} 

لا يزال الجدل قائمًا حول طبيعة قضيب مجرة ​​درب التبانة، حيث تتراوح التقديرات لنصف طوله واتجاهه بين 1 و5 كيلوبارسيك (3000-16000 سنة ضوئية) وبين 10 و50 درجة بالنسبة لخط الرؤية من الأرض إلى مركز المجرة. ^{[ 198 ] [ 199 ] [ 208 ]} ويرى بعض الباحثين أن مجرة ​​درب التبانة تتكون من قضيبين منفصلين، أحدهما داخل الآخر. ^{[ 209 ]} ومع ذلك، لا تُشكل نجوم RR Lyrae قضيبًا مجريًا بارزًا. ^{[ 199 ] [ 210 ] [ 211 ]} وقد يكون هذا القضيب محاطًا بحلقة تُسمى " حلقة 5 كيلوبارسيك" تحتوي على نسبة كبيرة من الهيدروجين الجزيئي الموجود في مجرة ​​درب التبانة، بالإضافة إلى معظم نشاط تكوين النجوم فيها. ولو رُصدت هذه الحلقة من مجرة ​​أندروميدا ، لكانت ألمع سمات مجرة ​​درب التبانة. ^{[ 212 ]} يتوافق انبعاث الأشعة السينية من النواة مع النجوم الضخمة المحيطة بالقضيب المركزي ^{[ 205 ]} والنتوء المجري . ^{[ 213 ]}      

في يونيو 2023، أفاد علماء الفلك بقيادة ناوكو كورهاشي نيلسون باستخدام تقنية جديدة لرصد النيوترينوات المتتالية ^{[ 214 ]} ، وذلك لرصد انبعاث النيوترينوات من مستوى مجرة ​​درب التبانة لأول مرة ، مما أدى إلى إنشاء أول صورة للنيوترينوات لمجرة درب التبانة. ^{[ 215 ] [ 216 ]}

أشعة جاما والأشعة السينية

منذ عام 1970، رصدت العديد من مهمات الكشف عن أشعة غاما أشعة غاما بطاقة 511 كيلو إلكترون فولت قادمة من الاتجاه العام لمركز المجرة. وتنتج هذه الأشعة عن فناء البوزيترونات (مضادات الإلكترونات) مع الإلكترونات . وفي عام 2008، وُجد أن توزيع مصادر أشعة غاما يُشابه توزيع الثنائيات النجمية للأشعة السينية منخفضة الكتلة ، مما يُشير إلى أن هذه الثنائيات تُرسل بوزيترونات (وإلكترونات) إلى الفضاء بين النجوم، حيث تتباطأ وتفنى. ^{[ 217 ] [ 218 ] [ 219 ]} وقد أُجريت هذه الرصدات بواسطة أقمار صناعية تابعة لكل من وكالة ناسا ووكالة الفضاء الأوروبية . وفي عام 1970، كشفت أجهزة الكشف عن أشعة غاما أن المنطقة المُصدرة يبلغ قطرها حوالي 10,000 سنة ضوئية، وبإضاءة تُعادل حوالي 10,000 ضعف إضاءة الشمس. ^{[ 218 ]}

في عام 2010، رُصدت فقاعتان كرويتان عملاقتان من انبعاثات أشعة غاما عالية الطاقة شمال وجنوب مركز مجرة ​​درب التبانة، باستخدام بيانات من تلسكوب فيرمي الفضائي لأشعة غاما . يبلغ قطر كل فقاعة حوالي 25,000 سنة ضوئية (7.7 كيلوبارسيك) (أو ما يقارب ربع القطر المُقدّر للمجرة)؛ وتمتدان حتى كوكبتي الكروس والعذراء في سماء نصف الكرة الجنوبي. ^{[ 220 ] [ 221 ]} لاحقًا، رصدت عمليات الرصد باستخدام تلسكوب باركس بترددات الراديو انبعاثات مستقطبة مرتبطة بفقاعات فيرمي. يُفسَّر هذا الرصد على أفضل وجه على أنه تدفق ممغنط ناتج عن تكوّن النجوم في المنطقة المركزية من مجرة ​​درب التبانة، والتي تمتد لمسافة 640 سنة ضوئية (200 بارسيك) . ^{[ 222 ]}   

في وقت لاحق، وتحديداً في 5 يناير 2015، أفادت وكالة ناسا برصد توهج أشعة سينية أشد سطوعاً بـ 400 مرة من المعتاد، وهو رقم قياسي، من نجم القوس  أ*. وقد يكون هذا الحدث غير المألوف ناتجاً عن تفكك كويكب سقط في الثقب الأسود أو عن تشابك خطوط المجال المغناطيسي داخل الغاز المتدفق إلى القوس  أ*. ^{[ 195 ]}

خارج نطاق تأثير جاذبية قضيب المجرة، يتنظم تركيب الوسط بين النجوم والنجوم في قرص مجرة ​​درب التبانة في أربعة أذرع حلزونية. ^{[ 223 ]} تحتوي الأذرع الحلزونية عادةً على كثافة أعلى من الغاز والغبار بين النجوم مقارنةً بمتوسط ​​كثافة المجرة، بالإضافة إلى تركيز أكبر لتكوّن النجوم، كما يتضح من مناطق الهيدروجين المتأين ^{[ 224 ] [ 225 ]} والسحب الجزيئية . ^{[ 226 ]}

لا يزال التركيب الحلزوني لمجرة درب التبانة غير مؤكد، ولا يوجد إجماع حاليًا على طبيعة أذرعها. ^{[ 227 ]} لا تصف الأنماط الحلزونية اللوغاريتمية المثالية سوى السمات القريبة من الشمس بشكل تقريبي، ^{[ 225 ] [ 228 ]} لأن المجرات عادةً ما تمتلك أذرعًا تتفرع وتندمج وتلتف بشكل غير متوقع، وتتميز بدرجة من عدم الانتظام. ^{[ 199 ] [ 228 ] [ 229 ]} يؤكد السيناريو المحتمل لوجود الشمس داخل نتوء/ذراع محلي ^{[ 225 ]} هذه النقطة، ويشير إلى أن هذه السمات ربما ليست فريدة، بل موجودة في أماكن أخرى من مجرة ​​درب التبانة. ^{[ 228 ]} تتراوح تقديرات زاوية ميل الأذرع من حوالي 7° إلى 25°. ^{[ 171 ] [ 230 ]} يُعتقد أن هناك أربعة أذرع حلزونية تبدأ جميعها بالقرب من مركز مجرة ​​درب التبانة. ^{[ 231 ]} وقد سُميت هذه الأذرع كما يلي، مع توضيح مواقعها في الصورة:

يوجد ذراعان حلزونيان، ذراع سكيوتوم-سنتوروس وذراع كارينا-ساجيتاريوس، يتقاطعان داخل مدار الشمس حول مركز مجرة ​​درب التبانة. إذا احتوى هذان الذراعان على كثافة نجوم أعلى من متوسط ​​كثافة النجوم في قرص المجرة، فسيكون من الممكن رصد ذلك عن طريق عدّ النجوم القريبة من نقطة التقاطع. وقد رصدت دراستان استقصائيتان للأشعة تحت الحمراء القريبة، الحساسة بشكل أساسي للعمالقة الحمر وغير المتأثرة بامتصاص الغبار، الوفرة المتوقعة في ذراع سكيوتوم-سنتوروس، ولكن ليس في ذراع كارينا-ساجيتاريوس: إذ يحتوي ذراع سكيوتوم-سنتوروس على ما يقارب 30% من العمالقة الحمر أكثر مما هو متوقع في حال عدم وجود ذراع حلزوني. ^{[ 230 ] [ 233 ]}

تشير هذه الملاحظة إلى أن مجرة ​​درب التبانة لا تمتلك سوى ذراعين نجميين رئيسيين: ذراع برساوس وذراع سكيوتوم-سنتوروس. أما بقية الأذرع فتحتوي على فائض من الغاز، ولكن ليس على فائض من النجوم القديمة. ^{[ 227 ]} في ديسمبر 2013، وجد علماء الفلك أن توزيع النجوم الفتية ومناطق تكوّن النجوم يتطابق مع الوصف الحلزوني ذي الأذرع الأربعة لمجرة درب التبانة. ^{[ 234 ] [ 235 ] [ 236 ]} وبالتالي، يبدو أن لمجرة درب التبانة ذراعين حلزونيين كما يتضح من النجوم القديمة، وأربعة أذرع حلزونية كما يتضح من الغاز والنجوم الفتية. ولا يزال تفسير هذا التناقض الظاهر غير واضح. ^{[ 236 ]}

تم اكتشاف ذراع 3 كيلوبارسيك القريب ( المعروف أيضًا باسم ذراع 3  كيلوبارسيك المتوسع أو ببساطة ذراع 3  كيلوبارسيك ) في خمسينيات القرن الماضي على يد عالم الفلك فان  ووردن وزملاؤه من خلال قياسات راديوية بطول 21  سنتيمترًا للهيدروجين الذري ( H ^I ). ^{[ 237 ] [ 238 ]} وقد وُجد أنه يتوسع مبتعدًا عن الانتفاخ المركزي بسرعة تزيد عن 50 كم/ث . يقع هذا الذراع في الربع الرابع من المجرة على بُعد حوالي 5.2 كيلوبارسيك من الشمس و3.3 كيلوبارسيك من مركز المجرة . أما ذراع 3 كيلوبارسيك البعيد، فقد اكتشفه عالم الفلك توم ديم ( مركز الفيزياء الفلكية | جامعة هارفارد ومؤسسة سميثسونيان ) في عام 2008. يقع هذا الذراع في الربع الأول من المجرة على بُعد 3 كيلوبارسيك (حوالي 10,000 سنة ضوئية ) من مركز المجرة. ^{[ 238 ] [ 239 ]}      

أشارت محاكاة نُشرت عام 2011 إلى أن مجرة ​​درب التبانة ربما تكون قد حصلت على بنيتها الحلزونية نتيجة اصطدامات متكررة مع مجرة ​​القوس القزمة الإهليلجية . ^{[ 240 ]}

لقد طُرحت فرضية مفادها أن مجرة ​​درب التبانة تحتوي على نمطين حلزونيين مختلفين: نمط داخلي، يتكون من ذراع القوس، ويدور بسرعة عالية، ونمط خارجي، يتكون من ذراعي كارينا وبرساوس، وهما أبطأ دورانًا وأكثر التفافًا. في هذا السيناريو، الذي اقترحته المحاكاة العددية لديناميكيات الأذرع الحلزونية المختلفة، يُشكل النمط الخارجي حلقة خارجية زائفة ، [ ^{241 ] ويرتبط} النمطان بذراع الدجاجة. ^{[ 242 ]}

خارج الأذرع الحلزونية الرئيسية تقع حلقة مونوسيروس (أو الحلقة الخارجية)، وهي حلقة من الغاز والنجوم انتُزعت من مجرات أخرى منذ مليارات السنين. مع ذلك، أعاد العديد من أعضاء المجتمع العلمي مؤخرًا تأكيد موقفهم، مؤكدين أن بنية مونوسيروس ليست سوى كثافة زائدة ناتجة عن القرص السميك المتوهج والملتوي لمجرة درب التبانة. ^{[ 243 ]} وتتخذ بنية قرص مجرة ​​درب التبانة شكل منحنى "S" . ^{[ 244 ]}

يُحيط بقرص المجرة هالة كروية من النجوم القديمة والعناقيد الكروية ، ويحتوي على معظم المادة المظلمة لمجرة درب التبانة . وهو ذو شكل ثلاثي المحاور إلى حد ما ، حيث يميل محوره الأطول بزاوية 25 درجة تقريبًا فوق القرص و24 درجة أمام الشمس. ويبدو أن كثافته تخضع لقانون القوة مع وجود نقطتي انقطاع عند حوالي 15 و30 كيلوبارسيك (49 و98 كيلوبارسيك) . ^{[ 245 ]} ومع ذلك، فقد تم اكتشاف بعض العناقيد الكروية على مسافات أبعد، مثل PAL 4 وAM 1 على بُعد أكثر من 200,000 سنة ضوئية من مركز المجرة. حوالي 40% من عناقيد درب التبانة تدور في مدارات رجعية ، مما يعني أنها تتحرك في الاتجاه المعاكس لدوران مجرة ​​درب التبانة. ^{[ 246 ]} يمكن للعناقيد الكروية أن تتبع مدارات وردية الشكل حول مجرة ​​درب التبانة، على عكس المدار الإهليلجي للكوكب حول نجمه. ^{[ 247 ]}    

على الرغم من احتواء القرص على غبار يحجب الرؤية عند بعض الأطوال الموجية، فإن الهالة لا تحتوي عليه. يحدث تكوّن النجوم النشط في القرص (خاصةً في الأذرع الحلزونية، التي تمثل مناطق ذات كثافة عالية)، ولكنه لا يحدث في الهالة، نظرًا لقلة الغاز البارد الذي ينهار ليتحول إلى نجوم. ^{[ 109 ]} كما تقع التجمعات النجمية المفتوحة بشكل أساسي على القرص. ^{[ 248 ]}

أضافت الاكتشافات التي ظهرت في أوائل  القرن الحادي والعشرين أبعادًا جديدة لفهمنا لبنية مجرة ​​درب التبانة. فمع اكتشاف أن قرص مجرة ​​أندروميدا (M31) يمتد إلى أبعد بكثير مما كان يُعتقد سابقًا، ^{[ 249 ]} بات من الواضح إمكانية امتداد قرص درب التبانة إلى أبعد من ذلك، وهو ما تدعمه أدلة من اكتشاف امتداد الذراع الخارجي لذراع سيغنوس ^{[ 232 ] [ 250 ]} وامتداد مماثل لذراع سكيوتوم-سنتوروس . ^{[ 251 ]} ومع اكتشاف مجرة ​​القوس القزمة الإهليلجية، جاء اكتشاف شريط من الحطام المجري نتيجة لتفككه بفعل مداره القطبي وتفاعله مع مجرة ​​درب التبانة. وعند اكتشاف حلقة من الحطام المجري في مدار موازٍ لمدار درب التبانة عام 2004، كان يُعتقد في البداية أن هذا الحطام هو بقايا نظام أُطلق عليه اسم مجرة ​​الكلب الأكبر القزمة . ^{[ 252 ]} ويعتقد باحثون آخرون أن ذلك يرجع إلى الانحناء المجري، ^{[ 253 ]} وهو رأي تم دعمه بأدلة أحدث اعتبارًا من عام 2021. ^{[ 254 ]}

يُظهر مسح سلون الرقمي للسماء الشمالية بنيةً ضخمةً منتشرةً (تمتد على مساحةٍ تُعادل 5000 ضعف مساحة القمر المكتمل تقريبًا) داخل مجرة ​​درب التبانة، لا تتوافق مع النماذج الحالية. ترتفع مجموعة النجوم بشكلٍ عمودي تقريبًا على مستوى الأذرع الحلزونية لمجرة درب التبانة. التفسير المُقترح هو أن مجرةً قزمةً تندمج مع مجرة ​​درب التبانة. تُسمى هذه المجرة مبدئيًا باسم تيار العذراء النجمي ، وتقع في اتجاه كوكبة العذراء على بُعد حوالي 30,000 سنة ضوئية (9 كيلوبارسيك) . ^{[ 255 ]} 

بدأت مجرة ​​درب التبانة كواحدة أو عدة مناطق صغيرة ذات كثافة عالية في توزيع الكتلة في الكون بعد فترة وجيزة من الانفجار العظيم قبل 13.61 مليار سنة. ^{[ 261 ] [ 262 ] [ 263 ]} شكلت بعض هذه المناطق ذات الكثافة العالية نواة العناقيد الكروية التي تشكلت فيها أقدم النجوم المتبقية فيما يُعرف الآن بمجرة درب التبانة. يُعتقد أن ما يقرب من نصف مادة مجرة ​​درب التبانة قد أتت من مجرات بعيدة أخرى. ^{[ 261 ]} تُشكل هذه النجوم والعناقيد الآن الهالة النجمية لمجرة درب التبانة. في غضون بضعة مليارات من السنين من ولادة النجوم الأولى، كانت كتلة مجرة ​​درب التبانة كبيرة بما يكفي لتدور بسرعة نسبية. وبسبب قانون حفظ الزخم الزاوي ، أدى ذلك إلى انهيار الوسط الغازي بين النجوم من شكل كروي تقريبًا إلى قرص. لذلك، تشكلت الأجيال اللاحقة من النجوم في هذا القرص الحلزوني. ويُلاحظ أن معظم النجوم الأصغر سنًا، بما في ذلك الشمس، تقع في هذا القرص. ^{[ 264 ] [ 265 ]}

منذ بدء تشكّل النجوم الأولى، نمت مجرة ​​درب التبانة من خلال اندماج المجرات (خاصةً في المراحل المبكرة من نموها) وتراكم الغاز مباشرةً من هالة المجرة. ^{[ 265 ]} وتتراكم المادة حاليًا في مجرة ​​درب التبانة من عدة مجرات صغيرة، بما في ذلك اثنتان من أكبر مجراتها التابعة، وهما سحابتا ماجلان الكبرى والصغرى ، عبر تيار ماجلان . كما يُلاحَظ تراكم الغاز المباشر في السحب عالية السرعة مثل سحابة سميث . ^{[ 266 ] [ 267 ]}

تشير المحاكاة الكونية إلى أن مجرة ​​درب التبانة اندمجت، قبل 11 مليار سنة، مع مجرة ​​ضخمة بشكل استثنائي تُعرف باسم كراكن . ^{[ 268 ] [ 269 ]} وتشير خصائص مجرة ​​درب التبانة، مثل الكتلة النجمية والزخم الزاوي والتركيب المعدني في مناطقها الخارجية، إلى أنها لم تشهد أي اندماجات مع مجرات كبيرة خلال العشرة مليارات سنة الماضية. ويُعدّ هذا النقص في عمليات الاندماج الكبرى الحديثة أمرًا غير معتاد بين المجرات الحلزونية من النوع نفسه. ويبدو أن جارتها، مجرة ​​أندروميدا، تتمتع بتاريخ أكثر نموذجية، إذ تشكلت بفعل عمليات اندماج أحدث مع مجرات كبيرة نسبيًا. ^{[ 270 ] [ 271 ]}

وفقًا لدراسات حديثة، تقع مجرتا درب التبانة وأندروميدا فيما يُعرف في مخطط لون-قدر المجرات بـ"الوادي الأخضر"، وهي منطقة تعج بالمجرات التي تمر بمرحلة انتقالية من "السحابة الزرقاء" (المجرات النشطة في تكوين النجوم) إلى "التسلسل الأحمر" (المجرات التي تفتقر إلى تكوين النجوم). يتباطأ نشاط تكوين النجوم في مجرات الوادي الأخضر مع نفاد الغاز المُكوِّن للنجوم في الوسط بين النجوم. في المجرات المُحاكاة ذات الخصائص المُشابهة، من المُتوقع أن يتوقف تكوين النجوم تمامًا في غضون خمسة مليارات سنة تقريبًا من الآن، حتى مع الأخذ في الاعتبار الزيادة المُتوقعة قصيرة الأجل في معدل تكوين النجوم نتيجةً للاصطدام بين مجرتي درب التبانة وأندروميدا. ^{[ 272 ]} تُشير قياسات مجرات أخرى مُشابهة لمجرة درب التبانة إلى أنها من بين أكثر المجرات الحلزونية احمرارًا ولمعانًا التي لا تزال تُكوِّن نجومًا جديدة، وهي أكثر زرقة بقليل من أكثر مجرات التسلسل الأحمر زرقة. ^{[ 273 ]}

تُعدّ العناقيد الكروية من أقدم الأجرام في مجرة ​​درب التبانة، مما يُحدّد الحد الأدنى لعمرها. يُمكن تقدير أعمار النجوم الفردية في درب التبانة بقياس وفرة العناصر المشعة طويلة العمر، مثل الثوريوم-232 واليورانيوم -238 ، ثم مقارنة النتائج بتقديرات وفرتها الأصلية، وهي تقنية تُعرف باسم علم تحديد أعمار النجوم النووي . تُعطي هذه القياسات قيمًا تُقارب 12.5 ± 3 مليار سنة للعنقود النجمي CS 31082-001 ^{[ 275 ]} ، و 13.8 ± 4 مليار سنة للعنقود النجمي BD +17° 3248 ^{[ 276 ]} .

بمجرد تكوّن القزم الأبيض ، يبدأ بالتبريد الإشعاعي، وتنخفض درجة حرارة سطحه تدريجيًا. وبقياس درجات حرارة أبرد هذه الأقزام البيضاء ومقارنتها بدرجات حرارتها الأولية المتوقعة، يُمكن تقدير عمرها. باستخدام هذه التقنية، قُدِّر عمر العنقود الكروي M4 بـ 12.7 ± 0.7 مليار سنة . أما تقديرات أعمار أقدم هذه العناقيد، فتُعطي أفضل قيمة مُلائمة لعمرها 12.6  مليار سنة، وحدًا أعلى بنسبة ثقة 95% يبلغ 16  مليار سنة. ^{[ 277 ]}

في نوفمبر 2018، أعلن علماء الفلك عن اكتشاف أحد أقدم نجوم الكون. يبلغ عمر النجم 2MASS J18082002-5104378 B حوالي 13.5 مليار سنة، وهو نجم صغير فقير جدًا بالمعادن (UMP) يتكون بالكامل تقريبًا من مواد انطلقت من الانفجار العظيم ، ويُحتمل أن يكون من أوائل النجوم. يشير اكتشاف هذا النجم في مجرة ​​درب التبانة إلى أن عمر المجرة قد يكون أكبر بثلاثة مليارات سنة على الأقل مما كان يُعتقد سابقًا. ^{[ 278 ] [ 279 ] [ 280 ]}

تم اكتشاف العديد من النجوم المنفردة في هالة مجرة ​​درب التبانة، بأعمار مُقاسة قريبة جدًا من عمر الكون البالغ 13.80 مليار سنة . في عام 2007، قُدِّر عمر نجم في هالة المجرة، يُدعى HE 1523-0901 ، بنحو 13.2 مليار سنة. وباعتباره أقدم جسم معروف في مجرة ​​درب التبانة آنذاك، وضع هذا القياس حدًا أدنى لعمر مجرة ​​درب التبانة. ^{[ 281 ]} وقد تم هذا التقدير باستخدام مطياف إيشيل للأشعة فوق البنفسجية والمرئية التابع للتلسكوب الكبير جدًا لقياس القوة النسبية للخطوط الطيفية الناتجة عن وجود الثوريوم وعناصر أخرى ناتجة عن عملية R. تُعطي قوة الخطوط وفرة النظائر العنصرية المختلفة ، والتي يمكن من خلالها استخلاص تقدير لعمر النجم باستخدام علم تحديد عمر النجوم النووي . ^{[ 281 ]} تم تقدير عمر نجم آخر، HD 140283 ، إما بـ 13.7 ± 0.7 مليار سنة، أو 12.2 ± 0.6 مليار سنة، ^{[ 282 ]} أو 12.0 ± 0.5 مليار سنة. ^{[ 283 ]}

وفقًا للملاحظات التي تستخدم البصريات التكيفية لتصحيح تشوه الغلاف الجوي للأرض، يبلغ عمر النجوم في انتفاخ المجرة حوالي 12.8 مليار سنة. ^{[ 284 ]}

تم تقدير أعمار النجوم في القرص الرقيق للمجرة باستخدام علم تحديد أعمار النجوم النووي. وتشير قياسات نجوم القرص الرقيق إلى أن القرص تشكل قبل 8.8 ± 1.7 مليار سنة. وتُشير هذه القياسات إلى وجود فجوة زمنية تقارب 5 مليارات سنة بين تشكل هالة المجرة والقرص الرقيق. ^{[ 285 ]} ويُشير تحليل حديث للبصمات الكيميائية لآلاف النجوم إلى أن معدل تشكل النجوم ربما انخفض بمقدار عشرة أضعاف وقت تشكل القرص، قبل 10 إلى 8 مليارات سنة، عندما كان الغاز بين النجوم شديد الحرارة بحيث لم يعد قادرًا على تكوين نجوم جديدة بنفس المعدل السابق. ^{[ 286 ]}

لا تتوزع المجرات التابعة المحيطة بمجرة درب التبانة بشكل عشوائي، بل يبدو أنها ناتجة عن تفكك نظام أكبر، مما يُنتج بنية حلقية يبلغ قطرها 500,000 سنة ضوئية وعرضها 50,000 سنة ضوئية. ^{[ 287 ]} يمكن أن تؤدي الاقترابات الشديدة بين المجرات، كما هو متوقع بعد 4 مليارات سنة مع مجرة ​​أندروميدا، إلى انتزاع ذيول ضخمة من الغاز، والتي يمكن أن تتحد بمرور الوقت لتشكل مجرات قزمة في حلقة بزاوية عشوائية بالنسبة للقرص الرئيسي. ^{[ 288 ]}