Piena Ceļa galaktika satur ļoti atšķirīgas zvaigznes. Dažādas zvaigžņu grupas atšķiras viena no otras ar vecumu, ķīmisko sastāvu, orbītām, kā arī ar telpisko izvietojumu. Izmantojot šos raksturlielumus, mūsu Galaktikā var izdalīt zvaigžņu apakšgrupas. Galaktikas astronomija nodarbojas ar šo grupu identifikāciju un pētījumiem, kā arī pēta saikni ar citām mūsu Galaktikas sastāvdaļām.

Kā jebkurai astronomijas nozarei, Galaktikas astronomijai pagaidām nav praktiskās nozīmes. No citas puses, mūsu Galaktikas novērojumus var izmantot, lai pārbaudītu fizikas atziņas citādi nesasniedzamos stāvokļos. Piemēram, pārnovu palieku novērojumi ļauj labāk saprast triecienviļņu uzvedību retinātā vidē, miglāju spektru pētījumi veicināja t. s. aizliegto atomāro pāreju pētījumus un tā tālāk. Mūsu Galaktikas pētījumi paver ceļu līdzīgiem pētījumiem citās galaktikās, kur attiecīgie novērojumi ir grūtāki vājāko signālu dēļ.

Izmantojot statistikas metodes, Galaktikas astronomija identificē un pēta zvaigžņu sistēmu un apakšsistēmas, kā arī citas mūsu Galaktikas sastāvdaļas: zvaigžņu paliekas, starpzvaigžņu gāzi un putekļus, tumšo matēriju un planētas. Kā citās astronomijas apakšnozarēs, arī šeit var izdalīt novērojumus un teorētisko pieeju.

Novērojumiem tiek izmantotas novērojumu astronomijas metodes. Galaktikas struktūras pētījumos tiek galvenokārt pielietotas galaktiskās koordinātas. Šī ir sfēriskā koordinātu sistēma, kurā objektu koordinātas tiek definētas ar to galaktisko garumu l un galaktisko platumu b. Garums tiek skaitīts pretēji pulksteņrādītāja virzienam; nulles garums atbilst virzienam uz Galaktikas centru. Šīs koordinātu sistēmas ziemeļpols atrodas Berenikas Matu zvaigznājā, dienvidpols – Skulptora zvaigznājā. Koordinātu sistēmas centrā atrodas Saules sistēma.

Lai salīdzinātu novērojumus ar modeļiem, bieži vien ir jāveic datormodelēšana, jo gravitatīvi saistītās zvaigžņu sistēmas nav lineāras, bet ir haotiskas, līdz ar to analītiskas metodes reti dod rezultātu, kuru var tieši salīdzināt ar novērojumiem. Arī starpzvaigžņu gāzes evolūcijas pētījumiem tiek izmantotas datorsimulācijas; te nepieciešamība izriet no komplicētas saiknes starp gāzes temperatūru un jonizāciju un tās mijiedarbību ar starojumu un magnētisko lauku.

Pirmais, kas saprata, ka blāvā gaismas josla, ko sauc par Piena Ceļu, sastāv no atsevišķām ar aci nesaredzamām vājām zvaigznēm, bija Galileo Galilejs (Galileo Galilei). Kopš viņa laika līdz 1920. gadam astronomi uzskatīja, ka visas Visuma zvaigznes pieder Piena Ceļam. Šis viedoklis mainījās tikai tad, kad Edvīns Habls (Edwin Hubble) spēja savos novērojumos saskatīt Andromēdas galaktikas (toreiz to sauca par Andromēdas miglāju) attēlā atsevišķas zvaigznes, ieskaitot cefeīdas, kas ļāva noteikt attālumu līdz tai.

Viljams Heršels (William Herschel) skaitīja zvaigznes dažādos Piena Ceļa rajonos un 1785. gadā radīja pirmo karti, izsecinot, ka Saule atrodas tuvu Piena Ceļa centram. Vēlāk tika saprasts, ka starpzvaigžņu vide absorbē zvaigžņu gaismu, kas ietekmē šī tipa aprēķinus.

20. gs. sākumā astrometriskie novērojumi kļuva jau pietiekami precīzi, lai sāktos sistemātiskie zvaigžņu īpatnējo kustību (t. i., fizikālo kustību telpā) pētījumi. Tā tika atklāts, ka mūsu Galaktika rotē ap savu centru. Līdz 20. gs. vidum Galaktika tika pētīta tikai redzamajā diapazonā. Tas ierobežo tās izzināšanas iespējas, jo objekti ar temperatūru virs 10⁵ K, kā arī zem 10³ K redzamajā diapazonā nav efektīvi starotāji. Tika pētītas zvaigznes, no kurām daudzas ir apvienotas dubultsistēmās un vairāku zvaigžņu sistēmās. Daudzas jaunas zvaigznes veido vaļējās zvaigžņu kopas (piemēram, Sietiņš, Hiādes) vai vaļējās jaunu O un B spektrālo tipu (Harvarda spektrālā zvaigžņu klasifikācija) zvaigžņu asociācijas. Lodveida zvaigžņu kopas satur tikai vecas zvaigznes; tās izceļas ar to, ka tajās gandrīz nav tumšās matērijas.

Ne visi galaktiskie objekti izskatās punktveida optiskajos teleskopos; difūzie objekti tika nosaukti par miglājiem. Ar optiskām metodēm tika izšķirti šādi miglāju tipi:

• Planetārais miglājs ir relatīvi ātri (dažu desmitu tūkstošu gadu laikā) izklīstošā čaula, kas tiek nomesta 1–8 Saules masu zvaigznes evolūcijas beigās, kad tās kodols pārvēršas par balto punduri. Īsā laika periodā (līdz 10 tūkstošiem gadu) pirms planetārā miglāja fāzes no centrālās zvaigznes izmestā viela tiek novērota kā protoplanetārais miglājs.

• Pārnovas miglājs arī izklīst līdzīga laika mērogā, taču tajā spīd starpzvaigžņu vides viela, kuru sakarsē no pārnovas sprādziena izklīstošs triecienvilnis. Ļoti jaunās pārnovas paliekās (piemēram, Kasiopejas A paliekā, kuras vecums ir ap 340 gadu) pārnovas atpakaļejošais triecienvilnis joprojām izplatās caur izsviesto zvaigznes vielu.

• Tumšais miglājs ir starpzvaigžņu mākoņu izpausme optiskā diapazonā. Aiz tumšā miglāja esošās zvaigznes izskatās blāvākas un sarkanākas (zvaigžņu nosarkšana). Miglāju uz zvaigžņu fona var noteikt pēc mazāka zvaigžņu skaita laukuma vienībā.

• Emisijas miglājs pēc dabas un sastāva ir tas pats, kas tumšais, taču tas atrodas pietiekami tuvu jaunām zvaigznēm, kuras radās, lai to ultravioletais starojums vismaz daļēji sakarsētu un jonizētu vidi.

• Atstarojošais miglājs arī ir starpzvaigžņu gāzes mākonis, taču tā starojums ir saistīts nevis ar pašas gāzes jonizāciju un/vai ierosmi, bet ar tuvu esošo zvaigžņu gaismas izkliedi.

• Globula ir starpzvaigžņu mākoņu daļas, kur vielas blīvums un virsmas blīvums ir pietiekami, lai tajos sāktos zvaigžņu veidošanās. Optiskā diapazonā globulas ir pilnīgi necaurspīdīgas.

Piena Ceļa galaktikas pētījumu jaunais posms sākās 20. gs. 50. gados, pateicoties radioastronomijas attīstībai un vājai radiostarojuma absorbcijai starpzvaigžņu telpā. Galaktikas objektu radiostarojuma pētījumi (īt īpaši uz atomārā ūdeņraža 21 cm līnijas) atklāja lielu starpzvaigžņu gāzes daudzumu Galaktikā un atļāva noteikt tās spirālveida telpisko struktūru. Pirmoreiz kļuva iespējams pētīt Galaktikas centru. Tika atklāti daudzi jaudīgie radiostarojuma avoti: pārnovas paliekas, pulsāri, zvaigžņu masas melnie caurumi, kā arī pašā Piena Ceļa centrā esošais supermasīvais melnais caurums Strēlnieks A.

Kad Galaktikas astronomijas pētījumos sāka izmantot infrasarkano, ultravioleto, rentgena un gamma starojumu, īsā laikā parādījās bagāta informācija par mūsu Galaktikas iekšējo uzbūvi, evolūciju, dažādu objektu savstarpējām sakarībām un tā tālāk. Tika atklāti jauni diskrēto avotu tipi, kā arī difūzs galaktikas starojums dažādos viļņa garumos.

Vecāko mūsu Galaktikas zvaigžņu vecums ir vismaz 13 miljardi gadu, t. i., tie izveidojās neilgi pēc Lielā Sprādziena; to parasti pieņem par Galaktikas vecumu, kaut gan šīs zvaigznes varēja izveidoties arī citās zvaigžņu sistēmās, kas, vēlāk saplūstot, izveidoja mūsu Galaktiku vai ieplūda tajā. Jaunas zvaigznes veidojas arī tagad.

Zvaigžņu sākotnējais ķīmiskais sastāvs ir saistīts ar starpzvaigžņu vides sastāvu zvaigznes izveidošanās laikā. Vecākās zvaigznes satur 30–100 reizes mazāk smago (par hēliju smagāko) ķīmisko elementu nekā Saule, bet jaunās zvaigznes satur 1,5–2 reizes vairāk. Tiek meklētas pirmatnējās zvaigznes, kuras nesatur smagos elementus.

Veco un jauno zvaigžņu orbītas un izvietojums arī ir atšķirīgi. Vecās zvaigznes atrodas lodveida Galaktikas halo un riņķo galvenokārt pa stipri izstieptām orbītām (ekscentricitāte e > 0,5), bet jaunās diska zvaigznes atrodas Galaktikas diskā, un to orbītas ir gandrīz riņķveida (e < 0,2–0,3). Gāze un putekļi kopā ar jaunām zvaigznēm rotē ap Piena Ceļa galaktikas centru, bet veco zvaigžņu halo kopumā nerotē. Šīm Piena Ceļa galaktikas apakšsistēmām ir atšķirīga dinamika; tas ir iespējams, jo raksturīgs zvaigžņu orbītas Galaktikas centrālajā daļā).

Atbilstoši šīm atšķirībām Galaktikas zvaigznes sadala dažādās populācijās:

• Populācijas I zvaigznes ir jaunākas, ar metāliem bagātākas zvaigznes, kas veido Galaktikas disku. Tās tālāk sadala trīs apakšpopulācijās.

• Populācijas II zvaigznes veido Galaktikas halo un tajā esošās lodveida zvaigžņu kopas. To orbītas ir stipri izstieptas un veido lielus leņķus ar Galaktikas plakni. Šo zvaigžņu vecums ir lielāks par 10 miljardiem gadu, un metalicitāte ir daudz mazāka par Saules vērtību.

1.     “Plāna diska” zvaigznes atrodas ne vairāk kā 700–800 ly (200–250 pc) no Galaktikas plaknes, tāpat kā starpzvaigžņu mākoņi. Tās ir spožas jaunākas zvaigznes, kas izveido Galaktikas spirālzaru redzamo ainu, kā arī nedaudz vecākas zvaigznes līdz viena miljarda gadu vecumam. To metalicitāte (par hēliju smagāko ķīmisko elementu daudzums) ir lielāka nekā Saulei.

2.     Saule un citas vidēji vecas (līdz 5 miljardiem gadu) zvaigznes izveido citu apakšpopulāciju. Tās zvaigžņu attālums no Galaktikas plaknes ir ne vairāk par 1500 ly (450 pc) un metalicitāte veido 50–100 % no Saules vērtības.

3.     “Biezā diska” zvaigznes atrodas ne tālāk par 2500 ly (750 pc) no Galaktikas plaknes. To vecums ir līdz 10 miljardiem gadu un metalicitāte ir aptuveni četras reizes mazāka par Saules vērtību. Daudzas Galaktikas blīduma zvaigznes pēc savām īpašībām ir līdzīgas biezā diska zvaigznēm.

Atšķirības starp populācijām un apakšpopulācijām tiek saistītas ar Galaktikas vēsturi. Katra saplūšana ar citu galaktiku ietekmē mūsu Galaktikas disku; tajā esošās zvaigznes aiziet tālāk no Galaktikas plaknes. Pēc līdzīga izmēra galaktiku saplūšanas zvaigžņu disks tiek pilnīgi izjaukts un notiek zvaigžņu veidošanās sprādziens. No biezā diska zvaigžņu vecuma izriet, ka pēdējos 10 miljardos gadu Galaktika nav piedzīvojusi sadursmes ar citām lielām galaktikām.

Sakarība starp zvaigžņu vecumu un raksturīgu metalicitāti ļauj raksturot zvaigžņu veidošanās vēsturi Galaktikā (ķīmiskā evolūcija). Laikam ejot, arvien vairāk smago ķīmisko elementu tiek producēts zvaigznēs un izmests starpzvaigžņu vidē novu un pārnovu sprādzienos ar zvaigžņu vēju un ārējo atmosfēras slāņu nomešanu (zvaigžņu pulsāciju rezultātā vai evolūcijas beigās), un mūsu Galaktikā veidojas jaunas zvaigznes ar pakāpeniski lielāku metalicitāti.

Starpzvaigžņu vide Galaktikā pastāv dažās daļēji sajauktās fāzēs: karstā (T ~ 10⁶ K), siltā jonizētā vai neitrālā vidē (T ~ 8000 K), aukstā neitrālā vidē (T < 100 K) un molekulārajos mākoņos (T < 20 K). Triecienviļņi no pārnovu sprādzieniem sakarsē vidi un aiznes to līdzi čaulās, bet vēlāk čaulu sadursmes saspiež vielu, kā rezultātā veidojas blīvi mākoņi, kas ātri atdziest. Šajos mākoņos veidojas jaunās zvaigznes, kas pakāpeniski sakarsē, jonizē un izkliedē starpzvaigžņu vidi, apstādinot tālāko zvaigžņu veidošanos. Pēc dažiem miljoniem gadu masīvākās zvaigznes uzsprāgst kā pārnovas un aiznes prom mākoņa paliekas. Kad zvaigžņu veidošanās ir ātra, sakarsētās staprzvaigžņu vides čaulas izplatās ārpus Galaktikas diska, veidojot tā sauktās galaktiskās strūklakas.

Saule atrodas tuvu Galaktikas plaknei (ap 100 ly, vai 30 pc, no tās; Saules apkārtne), tādēļ Galaktikas disks tiek novērots “no malas” caur blīviem molekulāriem mākoņiem. Tādēļ starpzvaigžņu absorbcijas rezultātā optiskā, ultravioletā un maigā rentgenstarojuma diapazonā nevar novērot Galaktikas plaknei tuvus apgabalus.

Galaktikas astronomija tiek pētīta daudzos astronomijas institūtos un universitātēs. Galvenokārt ar to nodarbojas atsevišķas zinātniskās grupas, nevis institūti.

Astrophysical Journal (kopš 1967. gada, izdevējs IOPscience), Astronomy and Astrophysics (kopš 1969. gada, izdevējs EDP Sciences), Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (kopš 1827. gada, izdevējs Royal Astronomical Society), Annual Review of Astronomy and Astrophysics (kopš 1963. gada, izdevējs Annual Reviews) un citi.

Jans Orts (Jan Oort) noteica, ka mūsu Galaktika rotē un ka Saule neatrodas tās centrā. Valters Bāde (Walter Baade) sadalīja zvaigžņu populācijas spirālveida galaktikās pēc to orbītu īpašībām, ķīmiskā sastāva un vecuma. Alans Sendeidžs (Allan Sandage) pētīja mūsu Galaktikas sastāvdaļas, lai izveidotu skalu citu galaktiku pētījumiem, precizēja Visuma vecumu un Habla konstanti.