خورشید به فاصلۀ سه پنجم از مرکز به طرف لبۀ خارجی قرار دارد و فاصله اش از مرکز حدود ۳۰ هزار سال نوری است ولی ضخامت در هستۀ مرکزی ۱۵ هزار سال نوری است. چنان که از خورشید دیده شود مرکز کهکشان درست در جهت صورت فلکی قوس قرار دارد.تخمین زده می شود که حدود صد هزار میلیون ستاره در کهکشان ما وجود داشته باشد و همچنین به اندازۀ کافی گاز که ده میلیون ستارۀ دیگر شبیه به خورشید ما از آن ساخته شود.
همچنین مقدار معینی از مواد جامد، ذرات ریز به نام غبار بین ستاره ای و میان ستارگان وجود دارد که غالباً در بخش قرص کهکشان واقع هستند که تمامی این‌ها به نوعی مه میان ستاره ای منتهی می شوند و در نتیجه، نور ستارگان بسیار دوردست ضعیف می‌شود یا به وسیلۀ این غبارها حبس می شوند.
به طوری که ما قادر نخواهیم بود که مرکز کهکشان را مشاهده کنیم. ولی با این حال امواج رادیویی و تابش‌های مادون قرمز می توانند از میان این غبارها عبور کنند و دربارۀ مرکز کهکشان اطلاعاتی به ما بدهند. چنین به نظر می رسد که تقریباً چهار پنجم مواد درون کهکشان ما در بخش مرکزی متمرکز شده است و در آن جا به نظر می رسد که گاز هیدروژن بسیار ناچیز باشد. قسمت اعظم گاز هیدروژن در قرص کهکشان پیدا می شود یعنی در جایی که جوان ترین ستارگان یافت می شوند.
ابر عظیمی از گاز هیدروژن با سرعت ۷۰۰هزار مایل بر ساعت به سمت کهکشان راه شیری در حال حرکت است و در صورت رسیدن به این کهکشان می تواند ۲میلیون ستاره جدید را در کهکشان راه شیری شکل دهند.زمانی که در دهه ۱۹۶۰میلادی این ابر عظیم با نام Smith شناسایی شد، اطلاعات کافی در مورد ترکیب شیمیایی آن در دست اخترشناسان نبود تا این که با انجام مطالعات گسترده روی آن مشخص شد که محتوای آن بسیار شبیه به خورشید است.در همین حال اخترشناسان بر این باور هستند که این ابر عظیم در حدود ۷۰میلیون سال پیش در فضا رها شده است.این ابر عظیم در حدود ۳۰میلیون سال دیگر با کهکشان راه شیری برخورد خواهد کرد که در این صورت می تواند ستارگان بی شماری را شکل دهد.نکته قابل توجه این است که محققین ناسا می گویند این ابر عظیم می تواند گاز کافی برای ۲میلیون خورشید تولید کند. اختر شناسان برای برآورد مقدار هیدروژن موجود در این ابر عظیم از تلسکوپ‌هابل استفاده کرده‌اند، یعنی اشعه ماورا بنفش از هسته سه کهکشان فعالی که میلیاردها سال نوری در پشت این ابر عظیم قرار گرفته اند را برای تخمین ترکیب شیمیایی آن مورد رصد قرار داده اند.
در چند ماه گذشته ماهواره «گایا» (Gaia) ناحیه‌‌ای در پایین مرکز کهکشان راه شیری کشف کرد که به وسیله غبار کهکشانی پوشانده نشده است و میزان تراکم ستاره ای در آن بسیار بالاست.میزان تراکم ستاره ای در این منطقه در حدود ۴٫۶ میلیون ستاره بر درجه مربع است و این به این معنی است که گایا فقط ۰٫۶ درجه مربع از این فضا را رصد کرده است.
ستارگان در صفحۀ کهکشان به طور یکنواخت پراکنده نشده اند، بلکه آن‌ها در بازوهایی اجتماع کرده اند که به شکل مارپیچ از مرکز به طرف بیرون کشیده شده اند. خوشه‌های کروی در مکانی‌هاله مانند به دور کهکشان در بالا و پایین صفحۀ قرص پراکنده اند و ستارگانی که در هستۀ مرکزی قرار دارند شبیه به ستارگانی در این خوشه‌ها هستند. بیرون از راستای راه شیری تعداد بسیار کمی ستاره کم نور وجود دارد. به طوری که درخشش مبهمی نیز از آن‌ها آشکار نمی شود. به علت آن که راه شیری دایره کاملی در سراسر آسمان تشکیل می دهد، در هر نقطه روی زمین می توان بخش‌هایی از آن را دید.
ستارگان راه شیری ستاره‌‌های فعالی هستند که از کهکشان همسایه، آندرومدا، دیده می شوند.
انبوه‌ترین میدان ستاره ای در راه شیری جنوبی قرار دارد که منظره زیبایی در آسیای جنوبی و آفریقایی جنوبی به وجود می آورد. برای رصدکنندگان واقع در نیمکره شمالی، بهترین حالت راه شیری اواخر تابستان دیده می شود، هنگامی که صورت فلکی دجاجه را بتوان در بالای سر دید.
شاید در مرکز کهکشان ما، سیاهچاله بسیار بزرگی وجود داشته باشد که آزادانه ستارگان و سیاره‌‌ها را می بلعد و توده انبوهی از آن‌ها را در کنار هم جمع می کند. چرخش آرام کهکشان ما که در آن بخش‌های مرکزی پیوسته از قسمت‌های بیرونی پیشی می گیرند، به این معنی است که ستارگان نیز به طور مداوم در پهنه آسمان حرکت می کنند. در چند میلیون سال آینده، منظره صورت‌های فلکی در نتیجه این حرکت بی وقفه ستارگان تغییر حالت خواهد داد.
راه شیری بعد از کهکشان اندرومدا بزرگ ترین کهکشان در گروه محلی است. قطر صفحه کهکشان راه شیری حدود ۱۰۰هزار سال نوری و ضخامت این صفحه در بیشتر نقاط حدود ۱۰۰۰سال نوری است ولی در مرکز آن به ۱۲ هزار سال نوری می‌‌رسد.تعداد ستارگان کهکشان راه شیری بین ۱۰۰تا ۴۰۰میلیارد تخمین زده می شود. در واقع شمردن ستاره‌‌های یک کهکشان غیرممکن است؛ حتی در کهکشانی مانند اندرومدا که همسایه نزدیک راه شیری است، تنها تعداد کمی از ستارگان بسیار پرنور را می توان با تلسکوپ تشخیص داد. دانشمندان با روش‌‌هایی مانند بررسی حرکت چرخشی کهکشان‌‌ها و همچنین طیف سنجی، جرم یک کهکشان را محاسبه می کنند؛ سپس بر اساس آن، تعداد ستارگان کهکشان را تخمین می زنند.