100 miliardi (stella più stella meno!). La nostra è una galassia cosiddetta a spirale ed ha una dimensione approssimativa di almeno 90-100000 anni luce di diametro. Essa si colloca, assieme alla galassia di Andromeda, fra le piu` cospicue del Gruppo Locale. Come tutte le spirali è costituita da un “bulge” centrale che contiene la maggior parte delle stelle, le quali sono tra le più vecchie della Galassia (ad eccezione degli ammassi globulari) ed un disco, dinamicamente più attivo, che, insieme all’alone contiene la parte rimanente, ed è popolato da stelle più giovani.
Ancora oggi i processi di formazione stellare sono presenti nel disco galattico, cosicché nascono continuamente nuove stelle (una stima approssimativa dice che si tratta al più di 10 stelle all’anno) ma allo stesso tempo ne muoiono altre cosicché il numero complessivo grosso modo si mantiene.
In un intervallo che spazia fra 1 miliardo e 1000 miliardi di componenti si trova la quasi totalità delle galassie conosciute. In linea di massima le spirali, barrate e non, sono le piu` considerevoli, viceversa le piu` piccole e meno popolate sono le galassie ellittiche nane che possono contenere anche solamente alcune centinaia di milioni di stelle. Tuttavia esistono pure le ellittiche giganti (assenti nel Gruppo Locale) che possono eccedere anche di 10 volte il valore di stelle delle spirali, giungendo fino al valore di 10000 miliardi di masse solari, ma sono alquanto rare.
APPROFONDIMENTO
Nell’antichità si credeva che la Galassia fosse costituita (a parte il mitico latte della divina Giunone) da nubi di gas. Galileo Galilei nel 1609-10 fu il primo a provare col suo cannocchiale che si trattava in realtà di stelle minute, contandone alcune centinaia. Un abbozzo di struttura lo si deve a William Herschel alla fine del diciottesimo secolo. 
La forma definita la si è avuta solo nel secolo scorso osservando la provenienza di una particolare riga di emissione dell’idrogeno (di cui sono costituite principalmente le stelle). L’enumerazione una per una è possibile solo per quelle stelle che appartengono al nostro braccio di spirale. Per le altre regioni si fanno essenzialmente delle deduzioni. Si può osservare la curva di rotazione delle stelle intorno al centro galattico, quindi calcolare la massa e, nota la distribuzioine in massa delle stelle, dedurne il numero. Questo calcolo si è rivelato inappropriato mostrando più massa di quella presunta (da cui l’ipotesi della presenza di un grosso buco nero nel centro galattico). Alternativamente si può osservare la luminosità e calcolare il numero conoscendo la distribuzione in luminosità delle stelle. Con questo metodo si ottengono valori più realistici. Si può inoltre supporre che tutte le spirali abbiano una distribuzione stellare analoga ed osservando le altre galassie nella loro interezza dedurre quale sia la nostra, da cui poi, note le dimensioni, ricavare di nuovo il valore. Calcoli statistici meno precisi prendono in considerazione un volume nelle vicinanze del Sole ed estrapolano quella densità a tutta la Galassia, ben consapevoli che al centro è maggiore, fuori dai bracci e nell’alone è minore.