銀核
銀核是位於銀河係中央的橢圓球狀核。銀核的長軸約為4～5千秒差距厚4千秒差距。銀核是恒星密集的區域越靠近中心越密集。銀核的質量約占銀河係總質量的5％即為太陽質量的7×10（上標9）倍。但在距離銀心10秒差距處，相鄰兩星的平均距離遠達1萬個天文單位。銀核亮度的分布和橢圓星係表麵亮度分布相近，按與銀心距離的1／4次冪的[R（上標1／4））變化，其質光比M／L12，和仙女星係的核球質光比差不多。
銀河係中的恒星
整個銀河係約有2000多億顆恒星。天文學家根據這些恒星的年齡大小不同，將它們分成星族Ⅰ和星族Ⅱ兩大類。星族Ⅰ是一些輕的恒星，多分布在銀盤的旋臂附近；星族Ⅱ是些年老的恒星，多聚集在銀核和銀暈中。
銀心的結構
銀心是銀河係最大和最重要的星體聚集地。在它的中間是一個星團，它們中的許多成員是在強大引力的影響下高速運行的紅色超巨星。其中一個強射電源叫做人馬座A*。恒星的運行速度證明它可能是一個大質量的黑洞。
銀盤
銀盤是銀河係的主要組成部分，在銀河係可探測到的物質中，大多數都位於銀盤內。銀盤以軸對稱的形式分布於銀心周圍，其中心厚度約1．2萬光年不過這是微微凸起的核球的厚度，銀盤本身的厚度隻有2000光年，直徑約為8萬光年。除了1000秒差距範圍內的銀核繞銀心做剛體轉動外，銀盤的其他部分都繞銀心做較差轉動，即離銀心越遠轉得越慢。銀盤中的物質主要是恒星，占銀河係總質量不到1O％的星際物質，絕大部分也散布在銀盤內。
銀冕
在銀暈外麵還存在著個巨大的呈球狀的射電輻射區，稱為銀冕。銀冕離銀心更為遙遠，至少可以延伸到距銀心32萬光年處，宛如銀河係的一頂帽子。
銀暈
銀河係外圍由稀疏分布的恒星和星際物質所組成的球狀區域叫銀暈，銀暈中的主要成員是球狀星團。球狀星團由成千上萬顆，甚至幾十萬顆恒星組成它們的年齡大約為100億年。球狀星團以偏心率很大的巨大橢圓軌道繞著銀心運轉，天文學家認為，這些星團曾一度充滿了整個銀河係。此外，在銀暈中可能還存在一些大質量致密天體。
銀心探測史
時間天文事件
1918年哈洛·沙普利測量出了從太陽到銀心的距離。
1957年詹·奧爾特提出銀心區應該存在某些爆發現象。
1958年約瑟夫·什克洛夫斯基預測出了銀心的性質。
1983年科學家發現在銀河係中央有旋轉氣體存在。
1997年天文學家得出在銀心有黑洞存在的結論。
星星的等級
在晴朗而又沒有月亮的夜晚，出現存人們麵前的天空中，眼睛能直接看到的恒星約3000顆，整個天球能做眼睛直接看到的恒裏約6000顆。
當然，通過天文望遠鏡就會看到更多的恒星。中國目前最大的光學望遠鏡物鏡直徑2．4米裝上特殊接收器它可以觀測到23-25等星。美國1990年4月24日發射的繞地球運行的哈勃太空望遠鏡，可以觀測到28等星。
為了衡量星星的明暗程度，天文學家創造出了星等這個概念。它是表示天體相對亮度的數值。星等值越小，星星就越亮；星等的數值越大，它的光就越暗。
早在公元前2世紀，古希臘有一位天文學家叫喜帕恰斯，他在愛琴海的羅得島上建起了觀星台，他對恒星天空十分熟悉。一次，他在天蠍座中發現顆陌生的星。憑他豐富的經驗判斷，這顆星不是行星，但是前人的記錄中沒有這顆星。這是什麼天體呢？這就引出了這位細心的天文學家一個重要的思路。他決定繪製一份詳細的恒星天空星圖。經過頑強的努力，一份標有1000多顆恒星精確位置和亮度的恒星星圖終於在他手中誕生了。為了清除地反應出恒星的亮度，喜帕恰斯將恒星亮暗分成等級。他把看起來最亮的20顆恒星作為一等星，把眼睛看到最暗弱的恒星作為六等星。在這中間又分為二等星、三等星、四等星和五等星。
喜帕恰斯在2100多年前奠定的“星等”概念基礎，一直沿用到今天到了1850年，由於光度計在天體光度測量甲的應用，英國天文學家普森把我們的肉眼看見的一等星到六等星做了比較，發現星等相差5等的亮度之比約為100倍。於是提出的衡量天體亮度的單位一個星等間的亮度約2．512倍，一等星比二等星亮2．512倍，二等星比三等星亮2．512倍，依此類推。