銀河系旋渦體研究簡史
十八世紀中葉人們已意識到，除行星、月球等太陽系天體外，滿天星斗都是遠方的“太陽”。賴特、康德和朗伯特最先認為，很可能是全部恆星集合成了一個空間上有限的巨大系統。
第一個通過觀測研究恆統本原的是F.W.赫歇耳。他用自己磨製的反射望遠鏡，計數了若干天區內的恆星。1785年，他根據恆星計數的統計研究，繪製了一幅扁而平、輪廓參差、太陽居其中心的銀河繫結構圖。他用50厘米和120厘米口徑望遠鏡觀測,發現望遠鏡貫穿本領增加時，觀察到的暗星也增多，但是仍然看不到銀河系的邊緣。F.W.赫歇耳意識到，銀河系遠比他最初估計的為大。F.W.赫歇耳死後，其子J.F.赫歇耳繼承父業，將恆星計數工作範圍擴展到南半天。十九世紀中葉，開始測定恆星的距離，並編制全天星圖。1906年，卡普坦為了重新研究恆星世界的結構,提出了“選擇星區”計畫,後人稱為“卡普坦選區”。他於1922年得出與F.W.赫歇耳的類似的模型，也是一個扁平系統，太陽居中，中心的恆星密集，邊緣稀疏。沙普利在完全不同的基礎上，探討銀河系的大小和形狀。他利用1908～1912年勒維特發現的麥哲倫雲中造父變星的周光關係，測定了當時已發現有造父變星的球狀星團的距離。在假設沒有明顯星際消光的前提下，於1918年建立了銀河系透鏡形模型，太陽不在中心。到二十年代，沙普利模型已得到天文界公認。由於未計入星際消光效應，沙普利把銀河系估計過大。到1930年，特朗普勒證實星際物質存在後，這一偏差才得到糾正。
組成
銀河系物質約90％在恆星內。1905年，赫茨普龍發現恆星有巨星和矮星之分。1913年，赫羅圖問世後，按照光譜型和光度兩個參量，得知除主序星外，還有超巨星、巨星、亞巨星、亞矮星和白矮星五個分支。
白矮星-內部結構模型圖 1944年，巴德通過仙女星系的觀測，判明恆星可劃分為星族Ⅰ和星族Ⅱ兩種不同的星族。星族Ⅰ是年輕而富金屬的天體，分布在旋臂上，與星際物質成協。星族Ⅱ是年老而貧金屬的天體，沒有向銀道面集聚的趨向。1957年，根據金屬含量、年齡、空間分布和運動特徵，進而將兩個星族細分為中介星族Ⅰ、旋臂星族(極端星族Ⅰ)、盤星族、中介星族Ⅱ和暈星族（極端星族Ⅱ）。
恆星成雙、成群和成團是普遍現象。在太陽附近25秒差距以內，以單星形式存在的恆星不到總數之半。迄今已觀測到球狀星團132個,銀河星團1,000多個,還有為數不少的星協。據統計推論，應當有18,000個銀河星團和500個球狀星團。二十世紀初,巴納德用照相觀測，發現了大量的亮星雲和暗星雲。1904年，恆星光譜中電離鈣譜線的發現，揭示出星際物質的存在。隨後的分光和偏振研究，證認出星雲中的氣體和塵埃成分。近年來通過紅外波段的探測發現在暗星雲密集區有正在形成的恆星。射電天文學誕生後，利用中性氫21厘米譜線勾畫出銀河系旋渦結構。根據電離氫區的描繪發現太陽附近有三條旋臂:人馬臂、獵戶臂和英仙臂;太陽位於獵戶臂的內側。此外，在銀心方向還發現了一條3千秒差距臂。旋臂間的距離約1.6千秒差距。
結構
銀河系的總體結構是：銀河系物質的主要部分組成一個薄薄的圓盤，叫做銀盤，銀盤中心隆起的近似於球形的部分叫核球。在核球區域恆星高度密集，其中心有一個很小的緻密區，稱銀核。銀盤外面是一個範圍更大、近於球狀分布的系統，其中物質密度比銀盤中低得多，叫作銀暈。銀暈外面還有銀冕，它的物質分布大致也呈球形。有關銀河系的細節見銀河繫結構。
起源和演化
銀河系的起源這一重大課題目前還了解得很差。這不僅要研究一般星系的起源和演化，還必須研究宇宙學。
銀河系演化的研究近年來才有一些成就於太陽附近老年恆星空間運動的資料表明，在原銀河星雲的坍縮過程中，最早誕生的是暈星族,它們的年齡是100多億年，化學成分是氫約占73％，氦約占27％。而大部分氣體物質集聚為銀盤，並隨後形成盤星族。近年還從恆星成和演化、元素的豐度的變遷、銀核的活動及其在演化中的地位等角度探討銀河系的整體演化。六十年代發展起來的密度波理論，很好地說明了銀河系旋渦結構的整體結構及其長期的維持機制。
