宇宙背景探测器（COBE）卫星近红外图像展示了银河系的中心，像很多其他旋涡星系一样，也包含一个核球分量。

银河系核球是从银盘中心鼓出的恒星聚集区。银河系核球呈不对称的盒状，在正银经一侧看（中心靠左侧）上去要更大更亮一些。COBE卫星观测到的银河系近红外图像

银河系核球的光度占整个星系总光度的20%左右。核球内的恒星的化学组成、运动学和演化历史与银盘内的都很不相同。核球恒星的金属丰度分布在一个很大的范围内，丰度的中值约是太阳值的40%。核球主要是由年老的恒星组成，绝大多数年龄都在50亿年以上。和太阳附近（～50千米/秒）相比，核球恒星还有比较高的速度弥散度（100～150千米/秒）。

在现有星系形成的标准模型里，核球就像是迷你椭圆星系，是在星系并合过程或者原初的直接坍缩中形成的，它是一个独立于星系盘和暗晕的单独分量。经典的核球形状是近似球形的，但是银河系核球呈盒状，而且正银经一侧看上去要更大更亮一些。

如果银河系核球是一个类似棒的三轴结构，且其长轴不在太阳-银心方向时，从太阳处观测到的核球就可能显示出两侧不对称性：靠近太阳的一端看上去比远端更大更亮些。这是银河系核球是三轴棒结构的一个主要证据。银河系内的红团簇巨星因其内禀光度的一致性，可以被当作“标准烛光”而表征距离。最新的核球红团簇巨星计数研究中得到三轴棒结构与太阳-银心的夹角最佳拟合值约为20°～30°。棒三轴的比例是1:0.6:0.3，但是仍有很多不确定性。核球棒的半长轴约是4.0～4.5千秒差距，在其末端还有一个更薄的长棒部分可以延伸到半长轴为5千秒差距的地方。此外研究还表明红团簇巨星的距离在核球区的多个视线方向上呈双峰分布。这表明核球区的恒星可能分布在一个垂向的对称X型结构上。

由于投影效应与恒星距离的不确定性，仅从测光数据和恒星计数得到的结果系统误差可能还比较大。沈俊太等（2010）高精度多体模拟发现其实一个简单的自洽棒模型就能非常好地符合核球恒星运动学数据，而不需要一个参数很多的复杂模型。在这个自洽模型中，一个初始随机运动较小的薄盘会首先形成一个大尺度的棒。在棒结构形成后，整个星系盘在垂直于盘方向产生了波浪形的屈曲不稳定性。这种动力学不稳定性的时标较短，在其饱和后，星系盘的中心变得非常厚，形成了类似银河系盒状核球的结构。

这个简单模型中银河系的核球其实是侧面看到的银河系的棒，它不仅形态上与COBE近红外图像吻合地很好，更重要的是它与银河系核球视向速度巡天（Bulge Radial Velocity Assay; BRAVA）、先进技术研究与全球观测卫星（Advanced Research and Global Observation Satellite; ARGOS）等巡天计划的运动学数据也定量吻合得非常好。此外最新模型可以同时解释观测到的薄长棒和X型结构。数值模拟得到的棒的整体形态从里到外随密度的变化而有显著不同：从中心的花生状核球，再到外围延展的薄长棒。观测到的X型结构可能不是一个简单的字母X形状，而是花生状核球所产生的一个视觉表象，在花生状核球内区叠加在一起的凹陷的等密度面放大了在视觉上的X型结构效应。

这个简单自洽棒模型与多项观测结果的吻合表明星系内部的动力学不稳定性，而不是外部的并合过程，可能是塑造银河系核球的主要因素。更多的数值模拟还推断银河系中由星系并合形成的经典核球分量，即便它存在的话，质量也可能很小（可能不到盘质量的十分之一）。银河系并不是一个非常特殊的个例：最新的统计结果显示在银河系所处的环境中（8百万秒差距），大多数大质量旋涡星系（V_circ﹥150千米/秒）都是纯盘星系，而没有一个显著的经典核球。