1。星の運動学：
* 回転曲線： 銀河中心から異なる距離で星やガス雲の速度を観察することにより、天文学者は銀河の回転曲線をプロットできます。 曲線の形状、特に遠い距離での平坦性は、太陽の軌道を越えて目に見えない質量が存在することを示しています。
* 適切な動き： 時間の経過に伴う星の小さな横向きの動き、特に銀河のハローの動きを測定すると、太陽の軌道を超えた質量の分布を理解するのに役立ちます。
2。重力レンズ：
* マイクロレンズ： 巨大なオブジェクト（星や暗いハローのような）が遠い星の前を通過すると、その重力は光を曲げ、遠くの星が短時間明るく見えます。この「マイクロレンズ」効果を使用して、前景オブジェクトの質量を推定できます。
* 強いレンズ： 銀河クラスターのような非常に大きなオブジェクトが遠くの銀河から光を曲げ、同じ銀河の複数の画像を作成するとき。レンズ付き画像のパターンを使用して、レンズオブジェクトの質量を推定できます。
3。衛星ダイナミクス：
* dwarf銀河軌道： 天の川の周りのd星の銀河の軌道は、銀河中の質量の分布の影響を受けます。これらのd星の銀河の軌道を観察すると、天の川の総質量を制約することができます。
* 球状クラスター： 銀河周辺の球状クラスターの動きは、暗黒物質を含む質量の分布の影響を受ける天の川の重力の可能性に関する情報を提供します。
4。その他のテクニック：
* 宇宙マイクロ波の背景： 宇宙マイクロ波のバックグラウンド放射のパターンを分析すると、初期の宇宙の物質の分布に関する情報を提供できます。これは、天の川の暗黒物質の量を推測するために使用できます。
* シミュレーション： 銀河の形成と進化のコンピューターシミュレーションは、天の川のような銀河における暗黒物質の分布を理解するのに役立ちます。これらのシミュレーションは観察データと比較して、天の川の質量の理解を改善できます。
課題と不確実性：
* 暗黒物質： 天の川の質量のかなりの部分は暗黒物質であると考えられており、それは光を放出せず、その重力の影響によってのみ検出することができます。暗黒物質の分布を決定することは困難です。
* ガスとダスト： 星間媒体（ガスとダスト）は、銀河の見方を曖昧にし、測定を複雑にすることができます。
* モデル依存関係： 技術の多くは、質量の分布と関係する物理学に関する仮定に依存しています。これらの仮定は、推定質量に不確実性を導入する可能性があります。
現在の推定値：
正確な値はまだ議論されていますが、太陽の軌道以外の天の川の質量の推定値は、通常、 1〜2兆の太陽塊に及びます。 。この質量は暗黒物質によって支配されており、星とガスはより少ない割合に寄与しています。
天の川の質量とその中の暗黒物質の分布についての理解を改善するための研究が進行中です。将来の観察と理論的進歩は、私たちの銀河のこの基本的な特性に関する知識を改善し続けます。
