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银河系和仙女座星系并非大型旋涡星系，也不是已知最大的星系，而是普通规模的平均型旋涡星系。为了比较银河系的相对物理尺度，如果把太阳系内海王星轨道的范围比作一枚直径24.3 的硬币，那么银河系约等于美国本土的南北线距离。
2015年发现一个称为三角-仙女座环的星环结构，在相对平坦的银盘上起伏，与麒麟座环一并被认为主要由于银盘的振荡引起，且环绕银河系，直径至少为50 kpc（约16万光年），它们可能是银河系外盘的一部分，从而可能使恒星盘的大小增加至此。但2018年的研究部分否定了该结论，认为麒麟座环、A13和三角-仙女环是从主恒星盘中踢出的恒星过密区域，与RR Lyrae型变星的速度弥散一致，表明它们属于银晕。
同年另一研究显示可能在距银心26~31.5kpc（8.48~10.3万光年）甚至更远的地方存在盘星，这远远超出了恒星密度急剧下降的临界值（约13~20 kpc，约4~7万光年）的范围。
2020年的一项研究预测银河系暗物质晕的边缘约为292±61 kpc（约95.2±19.9万光年），这意味着直径为584±122kpc（约190.5±39.79万光年）。而银河系的恒星盘厚度估计值为1.35 kpc（约4000光年）。
3.3 年龄：关于银河系的年龄，当前的研究提供了多种估计方法，且不同部分的年龄可能有所差异。通过对银河系中最古老的恒星和球状星团的研究，大部分科学家认为银河系的最古老部分可以追溯到约132~136亿年之前。特别是通过分析恒星中的放射性元素以及球状星团的演化，得出了这一较为精确的年龄估计。
银河系中球状星团是其中最古老的天体之一，因此它们为银河系的年龄设定了下限。通过测量银河系中个别恒星中长寿命放射性元素（如钍-232和铀-238）的丰度，并将其与这些元素的初始丰度进行比较，天文学家能够估算这些恒星的年龄。这种技术称为核宇宙年代学。例如CS -001的年龄估计为约125±30亿年，而BD+17° 3248的年龄则为约138±40亿年。
银河系的主要结构，包括其厚盘和薄盘，形成时间则相对较晚。研究表明银河系的厚盘可能在80~100亿年前形成，而薄盘中的一些恒星群体也显示出更年轻的特征，这说明银河系的形成是一个渐进的过程，最古老的恒星和球状星团较早形成，而盘结构则稍晚。
早期的研究通常估计银河系盘的年龄在60~135亿年之间，误差较大，随着技术的进步和数据的积累，估计范围在逐渐缩小。1998年通过WDLF的理论和实际比较，得出银盘年龄约为80±15亿年。在2018年，Gaia巡天任务数据显示，银河系内的白矮星也可用于星系年龄的估计，通过分析白矮星的冷却过程，球状星团M4的年龄被估算为127±7亿年，并且有至少95%的可能性认为，银河系内环晕的年龄至少为109±4亿年，且部分银盘可能在93亿年前就已经形成，且银河系的年龄上限为160亿年。
银河系的光晕中还发现了几颗年龄接近宇宙年龄的恒星。2007年，银河光晕中的恒星HE 1523-0901的年龄估计为约132亿年，是当时银河系中已知最古老的天体，这一测量为银河系的年龄设定了下限，是通过使用甚大望远镜（VLT）的紫外-可见光谱仪，测量由钍和其他元素相关的光谱线强度来完成的。而另一颗恒星HD 的年龄估计为145 ± 7亿年。
因此大多数现代研究倾向于认为银河系的年龄大约在120~160亿年之间，这个范围超出了现代宇宙学估计的宇宙年龄134亿年。这一误差来自于理论模型的差异，核宇宙年代学与宇宙膨胀的年龄估计法并不处于同一适应的模型下。
星系邻域：4.1 卫星星系：围绕银河系的卫星星系并不是随机分布的，而是似乎是某个更大系统分裂的结果，形成了一个直径50万光年、宽5万光年的环状结构。像预期在40亿年后与仙女座星系的碰撞一样，星系之间的近距离接触可能会剥离出巨大的气体尾，随着时间的推移这些气体可能会凝聚形成任意角度的矮星系环。
银河系附近有两个较小的星系和多个矮星系围绕运行，其中最大的为大麦哲伦星云，直径为光年，以及还有另一个伴星系小麦哲伦星云，它们都属于不规则星系。麦哲伦流是从这两个小星系中延伸出的中性氢气流，横跨天空约100度，这股气流可能是被银河系的潮汐相互作用拖出的。围绕银河系运行的一些矮星系包括大犬座矮星系（距离最近）、人马座矮椭球星系、小熊座矮星系、御夫座矮星系、六分仪矮星系、天炉座矮星系和狮子座I矮星系等，其中最小的矮星系直径仅为500光年，其中包括、天龙座矮星系和狮子座II矮星系，以及可能仍有尚未探测到的矮星系与银河系动态绑定，这一点被在2015年发现的9颗新卫星星系所证实。而一些矮星系已被银河系吸收，如半人马座矮椭球星系。
200年研究发现，银河系的大多数卫星星系位于一个巨大的盘面中，并朝着相同方向运行，这个令人惊讶的发现进而在2012年被证实：根据标准的宇宙学理论，卫星星系应在暗物质晕中形成，且应广泛分布并随机移动，因此这种差异尚未得到解释。
4.2 本星系群：银河系和仙女座星系M31是属于一个由超过50个紧密结合的星系组成的双螺旋星系系统，称为本星系群，其质心位于银河系和M31之间。本星系群中的全部星系覆盖一块直径大约1,000万光年的区域，本星系群的波速频散为61±8 k/s，本星系群周围则是一个称为本地空洞的区域，本地空洞是本地板的一部分，进而属于室女座超星系团。
现有的测量结果表明，仙女座星系M31正以100~140k/s的速度接近银河系，于是在约43亿年后，银河系和仙女座星系可会发生碰撞，具体取决于尚且未知的侧向运动不定性。即使发生碰撞，恒星之间相互碰撞的可能性也是极低，但最终两个星系将合并成一个椭圆星系，或是一个更大的盘星系，整个过程大约需要60亿年。
本星系群中两个质量最大的成员是银河系与仙女座星系，这两个星系又都各自拥有一个自己的卫星星系系统。银河系的卫星星系包括人马座矮椭球星系、大小麦哲伦星云、大犬座矮星系、小熊座矮星系等；仙女座星系M31的卫星星系又包括M32、M110、NGGC 185等。
三角座星系M33是本星系群中第三大的星系，它与仙女座星系M31的伴星系关系尚不清楚，但LGS 3可能是M33的卫星星系。本星系群的其他成员的质量都远远小于这几个大的子群。