Звездната система, в която се намира нашата Слънчева система се нарича Галактика (от гръцки език галаксиас - млечен) или Млечен път. Името си тя дължи на белезникавата ивица, състояща се от многобройни слаби звезди, която опасва цялата небесна сфера.
С просто, невъоръжено око по целия небосвод могат да се преброят не повече от 6 000 звезди. С помощта на телескопите техният брой нараства на десетки милиони. Всички те принадлежат към нашата Галактика. Броят на звездите в Млечния път е около 150 милиарда. Те не са разпределени равномерно в пространството ,а показват ясно изразена концентация към една равнина, която наричаме равнина на галактичния екватор или просто галактична равнина.
Диаметърът на Галактиката е около 30 kpc (1000 000 светлинни години), дебелината на екваториалния диск е около 300 pc, като нараства около ядрото. Слънцето се намира на разстояние около 100 pc от галактическата екваториална равнина и на около 8 000 pc от центъра на Галактиката. Слънцето е почти в галактичния екватор. Когато гледаме успоредно на галактичната равнина, множеството видими близки звезди образуват ивицата на Млечния път.
Галактиката, общо казано, се върти около своята (галактична) ос. Но изобщо движенията на звездите са много сложни, тъй като само ядрото на Галактиката се върти като абсолютно твърдо тяло, с постоянна ъглова скорост. Орбитите на нашите звезди не са затворени криви. Една обиколна около ядрото нашето Слънце извършва за около 220 милиона години (това се нарича галактична година), движейки се със скорост около 220 километра в секунда.
Масата на Галактиката е около 1011 M Звездната плътност на Слънцето е приблизително ),15 M/pc3.
Звездни купове
Групи от звезди, които са динамически свързани, се наричат звездни купове. Центърът на масите на един куп от звезди има определена орбита около центъра на Галактиката, а отделните звезди притежават свои, неголеми скорости около него. Членовете на един куп се отделят от другите звезди по това, че се движат почти успоредно в пространството.
По външния си вид куповете са разсеяни и сферични. Разсеяните купове представляват групи без видима концентрация (ядро) и съдържат от няколко десетки до няколкостотин звезди. Размерите на разсеяните купове са от 2 до 20 pc. Най-известни от тях са Плеадите, Хиадите, двойният куп в Персей. Днес за известни и наблюдавани около 1000 разсеяни звездни купа, а изчисленията показват, че в Галактиката те са около 15 000. Херцшпрунг-Ръсел диаграмата за тези купове показва, че при тях е ясно изразена главната последователност.
Сферичните звездни купове притежават сферична или елиптична форма, съдържат много (от 5*104 до 5*105) звезди и показват силно изразена концентрация към ядрото. Известни са около 120 сферични купа в нашата Галактика и понеже това са забележително ярки обекти, техният действителен брой в Млечния път не е много по-голям. Сферичните купове имат диаметри около 40 pc. Тяхната Херцшпрунг-Ръсел диаграма е твърде характерна - съдържа част от главната последователност, клон на гигантите и хоризонтален клон, в който попадат променливите звезди от типа RR от Лира.
През 1947 г. съветският астроном В. Амбарцумян откри нов клас купове - звездните асоциации. Това са групи звезди или от ранен спректрален клас O до B (O - асоциации), или от променливи звезди T от бик (T-асоциации). Асоциациите имат значителни размери от десетки до стотици парсеци. Звездите, принадлежащи към асоциациите, са твърде млади, имат възраст около 106 години. Те не са стабилни, устойчиви образувания; асоциациите постепенно се разпадат, като влизащите в тях звезди радиално се отдалечават и се смесват с околния звезден фон. Понякога звездните асоциации играят ролята на инкубатори на звезди.
Междузвездни облаци
Върху снимки на Млечния път лесно могат да се забележат значително нееднородности в разпределението на звездите, дължащи се на тъмна, непрозрачна, поглъщаща светлината материя. Голям брой подобни тъмни облаци се намират в посока към центъра на Галактиката - към съзвездието Стрелец. Това е причината ядрото на Галактиката да не се наблюдава непосредствено. Спектралните наблюдения на звездите с отслабен блясък, разположени зад тъмни облаци, позволяват да се установи съставът на последните. Оказва се, че тъмните поглъщащи облаци се състоят изключително от твърди малки частици с размери от порядъка на дължината на светлинната вълна - около 0,8 микрона, с плътност, малко по-малка от тази на леда, с маса 10-13 грама. В куб със страна 200 метра е разположена средно една прахообразна частица от тъмна мъглявина. Тъмните мъглявини са разположени предимно около галактичния екватор, така че по посока на галактичните полюси, поглъщането е най-малко.
Понякога в близко съседство или вътре в самата мъглявина са разположени звезди, които осветяват част от нея. Тогава мъглявината се нарича отражателна. Твърде често подобни облаци се срещат заедно с газови мъглявини, като формират така наречените газообразни мъглявини.
Областите на най-ярко светене на междузвездния газ се наричат дифузни мъглявини (например видимата и с просто око мъглявина в съзвездието Орион). Вътре в тези мъглявини или непосредствено около тях винаги се намират горещи (O или B) звезди. Известни са около 400 подобни мъглявини. По техните спектри може да се заключи, че част от тях излъчват собсвена (неотразена) светлина с определена дължина на вълната. Най-високата плътност при най-ярките мъглявини е около 100 атома в cm3.
Особена разновидност на газовите мъглявини са планетарните мъглявини. Те представляват твърде разредена газова обвивка, чието светене се възбужда от излъчването на гореща (до 100 000 градуса) звезда, разположена в нейния център. Наблюдавани са над 1000 планетарни мъглявини.
Някои радиоастрономически резултати
Наличието на поглущаща материя е пречка за оптическите наблюдения особено при изучаване структурата на нашата Галактика. Тъй като тъмните облаци са напълно прозрачни за радиовълните, най-важните сведения, например за спиралната структура на Млечния път, седължат на радиоастрономически наблюдения. Огромното болшинство космически обекти излъчват радиовълни в целия радиодиапазон - при тях се изследва радиоспектърът. Но атомите и молекулите на междузвездната среда имат линеен спектър - излъчват радиолинии с определена дължина на вълната. Най-важно значение има радиолонията на междузвездния атомарен неутрален водород, който се означаа с HI. Дължината на вълната на тази радиовълна е 21 cm (честота 1420 MHz). Радиоастрономическите наблюдения по тази линия позволяват да се установи плътността на водорода, неговата лъчева скорост, разположението му в пространството, а също и температурата. Като се изучи по такъв начин разпределението му в Галактиката, се вижда, че тя има спирална структура. Получават се и разстоянията до отделни части от спиралните ръкави и техните скорости по отношение центъра на Галактиката. Тези наблюдения се провеждат и за области, разположени далеч зад ядрото на Галактиката, тъй като за радиовълните то е почти прозрачно.
В ядрото на Галактиката на 10 000 атома се среща една молекука OH, която има радиолиния с дължина на вълната 18 cm. Наскоро по радионаблюдения са открити и молекули вода (H2O) с радиолиния 1,35 см.
Звездни населения
Всички обекти (звезди, купове, мъглявини), които образуват нашата Галактика, по своите физически свойства и разпределение в пространството влизат в три взаимнопроникващи се компоненти - плоска (или звездно население от първи тип), промеждутъчна и сферична (или звездно население от втори тип). С понятието звездно население се означава съвкупност от космически обекти - различни класове и типове звезди, мъглявини, купове, които притежават подобни физически и динамически характеристики. При плоската компонента е характерна концентрация към екваториалната галактична равнина, при сферичната - концентрация към ядрото на Галактиката - а при промеждутъчната - отчасти и към двете. Следователно звездната плътност D (звезди в pc3) за плоската компонента е най-голяма в галактичната равнина и намалява симетрично от двете ѝ страни. За сферичната компонента D расте към ядрото на Галактиката, където достига максимална стойност. Към плоската компонента принадлежат разсеяните класове O и B, дългопериодичните цефеиди и други. Към сферичната принадлежат сферичните купове, субджуджетата, късопериодичните цефеиди от типа PR Лира и други. Новите звезди, планетарните мъглявини, белите джуджета принадлежат към промеждутъчната компонента.