A csillagok nem egyenletesen elszórva találhatók a Világegyetemben, hanem hatalmas formációkba csoportosulnak, amelyeket relatíve üres térségek választanak el egymástól. Az ilyen csillagcsoportosulásokat nevezzük galaxisoknak, ezek tagjai nemcsak térben, származásukat tekintve is egységet alkotnak. A galaxisokat tagjaik egymásra kifejtett gravitációs vonzóereje tartja össze. Minden egyes csillag önálló pályán kering a galaxis középpontja körül. Azt a galaxist, amelynek a mi Napunk is tagja, Tejútrendszernek nevezzük. Ez típusát tekintve spirális galaxis, kora kb. 13,6 milliárd év. Tejútrendszerünkben a látható anyag tömege nagyságrendileg 1011 naptömeg, míg a láthatatlan anyag mennyisége ennek kb. 10-szerese. 100-200 milliárd csillagot tartalmaz, melyek eloszlása nem egyenletes.
MAG
A lapult, ellipszoid alakú mag átmérője 10-20 ezer fényév, vastagsága 4-6 ezer fényév. Itt található a Tejútrendszer látható tömegének kb. egytizede. A csillagok sűrűsége a magban erősen növekszik a centrum felé haladva. Míg a Nap környezetében, a fősíkban a látható anyag 90-95%-a esik a csillagokra, és 5-10% a csillagközi anyagra, addig a magban az intersztelláris anyag aránya kevesebb 1%-nál. Atomos formában lévő gázt alig találni a térségben, viszont sok molekulafelhő figyelhető meg. A centrum körül egy semleges hidrogénből álló forgó korong van, mely befelé haladva egyre vékonyodik, és mozgása gyorsul.
A középpontban egy 8 Cs.E.-nél kisebb átmérőjű sugárforrás helyezkedik el, a Sagitarius A* melynek centrumában valószínűleg egy néhány millió naptömegű fekete lyuk található. Ez egy gigantikus lefolyó mintájára szívja magába az anyagot, amely egyre nagyobb sebességgel spirálozik befelé, miközben felhevül, és erősen sugározni kezd. A fekete lyuk évente 10-5-10-6 naptömegnyi anyagot nyelhet el. Az anyagbehullás valószínűleg nem egyenletes, az alkalmanként előforduló nagyobb energiafelszabadulások robbanásokat okoznak – ezek hozhatják létre a centrumból nagysebességgel kifelé haladó felhőket.
DUDOR (BULGE)
A Galaxis centruma körül egy 3kpc sugarú zóna „kidudorodik” a korong síkjából. Ez a centrumhoz közeli gömbszimmetrikus tömegeloszlású alrendszer a Dudor
KORONG (DISC)
A fősík (szimmetriasík) Tejútrendszerünk forgássíkja, ebben a térrészben található galaxisunk látható tömegének legnagyobb része. Átmérője 100 ezer, vastagsága néhány ezer fényév körüli. Annak az ősi felhőnek az impulzusmomentumát, perdületét őrizheti, amelyből a Tejútrendszer kialakult. Az itt található csillagoknak nagyobb a fémtartalma a halo csillagaihoz képest, azaz idősebbek azoknál, később alakultak ki. A látható anyag nagy része csillagok, 5-10%-a csillagközi anyag formájában van jelen a fősíkban, ennek a gázrétegnek a vastagsága 500-800 fényév. (A korongban lévő láthatatlan anyag tömege kb. 2-szerese a láthatónak.) Az égitestek pályája csak kismértékben elnyúlt és kis pályahajlású.
A korongban spirálkarokat figyelhetünk meg.
Tejútrendszerünk spirális galaxis, kettő vagy négy fő kart tartalmaz, a spirálkarok a fősíkban találhatók. Ezek a sávok valamivel sűrűbbek a korong többi részénél, azonban nem nagy tömegük, hanem a bennük lévő fényes csillagok és az ezekhez tartozó közösségek (II régiók) miatt feltűnők.
A fősík differenciálisan rotál (a galaxisunk centrumától távolabb lévő égitesteknek hosszabb idő kell egy keringéshez, mint a közelebbieknek), így ha a spirálkarok egyszerű anyagcsövek lennének, néhány fordulat után felcsavarodnának, szétoszlanának. (A spirálkarok merevtest-szerűen keringenek, 200-250 millió év a körülfordulási idejük, vastagságuk a fősíkkal párhuzamosan 1000-6000 fényév.)
A karokban mintegy 10%-kal megnő az anyagsűrűség a korong többi részéhez képest, a rajtuk áthaladó objektumok sebessége a karok belsejében lassabb, mint azokon kívül. A kissé összesűrűsödő gázanyagban a lassulás hatására lökéshullámok képződnek, így a körülmények kedveznek a csillagok keletkezésének.
HALO
Enyhén lapult ellipszoid alakú térrész, átmérője 150-200 ezer fényév körüli. Ritkán találhatók benne csillagok, azoknak is a többsége gömbhalmazokba csoportosul. Kis fémtartalmú, idős csillagokból áll, melyek eloszlása gömbszimmetrikus, mivel az ősi galaxis anyagának eloszlása is gömbszimmetrikus volt, amikor ezek a csillagok elsőként kialakultak. A centrum felé sűrűsödnek a csillagok és a gömbhalmazok, valamint a központ felé haladva egyre fiatalabb égitesteket találunk. Az objektumok pályája elnyúlt, nagy pályahajlású.
A halo tartalmazza a Galaxis legöregebb képződményeit: a kor-rekorder NGC 6397 gömbhalmazra 13,4 milliárd éves kort, ez alapján a Galaxis legöregebb csillagaira 13,6 milliárd éves kort határoztak meg.
A halo eredetével kapcsolatos nézetek két irányba mutatnak: a haló objektumai vagy olyan csillagok, amelyek a Galaxis kialakulásakor már a Galaxis erőterében tartózkodtak, de nagy távolságuk miatt nem vehettek részt a korong fölépítésében; illetve a haló objektumai olyan csillagok és gömbhalmazok, amelyek galaxis-galaxis közelítések alkalmával más galaxisokból kerültek hozzánk.
KORONA
Galaxisunk legutóbb felfedezett és legnagyobb kiterjedésű képződménye, átmérője 0,5-1 millió fényév. A benne lévő anyagot eddig még nem sikerült közvetlenül megfigyelni, mivel láthatatlan tömeg alkotja, nem bocsát ki észlelhető sugárzást. Sűrűsége kicsi, de hatalmas térfogata lévén tömege kb. 10-szerese galaxisunk látható részének – tehát ez alkotja a Tejútrendszer tömegének közel 90%-át. Jelenlétét csak gravitációs hatása révén lehet kimutatni. Amennyiben a centrumtól távolodva megmérjük a csillagok keringési sebességét, azt találjuk, hogy egy bizonyos távolság után az nem a Kepler-törvényeknek megfelelően változik. A keringési sebességük alig csökken, sőt időnként még növekszik is – ami nagymennyiségű nem látható tömeg jelenlétére utal.
CSILLAGKÖZI (INTERSZTELLÁRIS) ANYAG
A csillagközi (intersztelláris) anyag Tejútrendszerünk látható tömegének 5-10%-át alkotja. Két összetevőre bontható: csillagközi gázra és csillagközi porra, mindkettő a fősíkban koncentrálódik.
CSILLAGKÖZI GÁZ
A gázanyag átlagos sűrűsége a fősíkban 10-24 g/cm3, azaz cm3-enként átlagosan 1 atom található benne. Az anyag nagy felhőkre, és azokat elválasztó ritkább régiókra bomlik, ahol a sűrűség kb. egytizede a felhőkének. Háromféle állapotban lehet a gáz: ionizált, atomos vagy molekuláris formában. A nagytömegű csillagok erős ultraibolya sugárzásuk révén ionizálják a környezetükben lévő anyagot. Ezeket az ionizált zónákat II területeknek nevezzük, itt a hőmérséklet 10 ezer K körüli. Az ilyen ionizált buborékok anyagát és a környezetükben lévő, még nem ionizált anyagot elválasztó határvonal az ionizációs front. Ezek a határok kifelé tágulnak a térben, és összenyomják maguk előtt az anyagot. Ha sűrűbb felhőnek ütköznek, esetleg megkerülik, „körülfolyják” azt, ilyenkor jönnek létre az elefántormányoknak nevezett hosszúkás képződmények. Ezek le is fűződhetnek, ekkor már globuláknak hívjuk őket, fontos szerepet játszanak a csillagkeletkezésben. Ionizált régiókat, ködöket hozhatnak létre még a szupernóvarobbanások, illetve a vörös óriások is, burok ledobásával. Amennyiben a gázanyagot nem ionizálja sugárzás, akkor sötét felhőként figyelhető meg a csillagos háttér előtt. A semleges hidrogénfelhők 0,1-1000 naptömeg közöttiek, sűrűségük átlagosan 50 atom/cm3, hőmérsékletük 80 K körüli. Az ezeknél nagyobb, sűrűbb és hidegebb felhők a molekulafelhők, a csillagközi anyagnak mintegy fele ilyen felhők formájában található. Molekulák csak olyan sűrű felhőkben alakulhatnak ki, ahol a felhő külső rétegei elnyelik a csillagok ionizáló sugárzását. A molekulafelhők belsejében az anyagsűrűség 100 atom/cm3 feletti, tömegük általában 100 ezer naptömegnél nagyobb, méretük átlagosan 100-150 fényév, hőmérsékletük mindössze 10 K körüli. A legnagyobb molekulafelhők tömege a többmillió naptömeget is elérheti, ezek Tejútrendszerünk legnagyobb tömegű objektumai. Sok figyelhető meg belőlük egy hatalmas gyűrű mentén, amely mintegy 15 ezer fényév távolságra veszi körül a galaxis centrumát. Ez a spirálkarokkal együtt a Tejútrendszer legaktívabb régióját alkotja csillagkeletkezés szempontjából. Sok molekulafelhővel kapcsolatos fiatal asszociáció található itt, ionizált csillagközi felhőkkel együtt. Napjainkra már közel 100 csillagközi molekulát ismerünk.
CSILLAGKÖZI POR
A por 1-2%-át alkotja a csillagközi anyagnak, szemcséinek átlagos mérete 0,1 mikrométer, a poranyag átlagos sűrűsége 10-26 g/cm3 a fősíkban. A port kétféle módon lehet megfigyelni. Egyrészt sötét ködökként, amint csökkentik a távolabbi csillagok fényét, illetve kioltják azt – valamint világító reflexiós ködökként, amikor egy vagy több közeli csillag fényét verik vissza. A porködökkel kapcsolatban hasonló jelenség figyelhető meg, mint amit már a légköri fényszóródásnál megismertünk. A reflexiós ködök kékes színűek, mivel a rövidebb hullámhosszú fényt jobban verik vissza. (Légkörünk esetén ugyanezért látszik kéknek az égbolt.) Az intersztelláris elvörösödés jelensége is ugyanennek következtében jön létre: a por kiszórja a kék színt, és a csillagokról érkező fény a vörös felé tolódik. (Légkörünkben emiatt látjuk vörösnek a felkelő vagy lenyugvó Napot.) A szemcsék anyaga főleg grafitból, fagyott gázokból, szilikátokból áll, valószínűleg hideg csillaglégkörökben, ledobott gázhéjakban alakulnak ki.