A haló
A gömbhalmazok egy csoportja és II. populációs mezőcsillagok (az ismertek többsége RR Lyrae) töltik ki a korongot övező gömbszimmetrikus teret, ezek alkotják a galaktikus halót. A sebességdiszperzió 100 km/s, a jellemző [Fe/H] fémtartalom -1,6 körüli, a csillagsűrűség kicsi. A pontos skálahosszat nehéz meghatározni (50 kpc?), 70 kpc-ra lévő RR Lyrae csillagokat még ismerünk. A haló tartalmazza a Galaxis legöregebb képződményeit: a kor-rekorder NGC 6397 gömbhalmazra 13,4 milliárd éves kort, ez alapján a Galaxis legöregebb csillagaira 13,6 milliárd éves kort határoztak meg.
A haló eredetével kapcsolatos nézetek két irányba mutatnak: a haló objektumai vagy olyan csillagok, amelyek a Galaxis kialakulásakor már a Galaxis erőterében tartózkodtak, de nagy távolságuk miatt nem vehettek részt a korong fölépítésében; illetve a haló objektumai olyan csillagok és gömbhalmazok, amelyek galaxis-galaxis közelítések alkalmával más galaxisokból kerültek hozzánk.

A dudor
A galaktikus csillagközi anyag miatt a dudor elsősorban a Baade- és hasonló ablakokon keresztül tanulmányozható optikailag. Ezek szerint a fémesség -1 és 0,5 közötti, tehát a halónál fiatalabb populáció figyelhető meg. A dudor 1:0,6:0,4 arányban elnyúlt, amely küllős spirálra vall. Ezt a szerkezetet a COBE mérései mutatták ki először, később számos független megfigyeléssel (RR Lyrae csillagok eloszlása a centrumban, félszabályos változócsillagok eloszlása a centrumban - infravörös adatok, valamint a Hipparcos asztrometriai űrszonda mérései) megerősítették; ezek alapján a Galaxis SBbc típusú küllős spirál.

A halóban jellemző egy sajátos gömbhalmaz-populáció, amelynek jellemzője a nagyobb fémtartalom, a HRD sajátosságai és az összeomlott magvú halmazok szignifikánsan nagyobb aránya. Az említett eltérések arra utalnak, hogy a haló és a dudor más-más úton alakult ki. A dudor skálahossza 0,25 pc (K és M óriások, valamint OH/IR csillagok alapján). A maghoz egyre közelebb nagy tömegű és egyéb módon különleges asztrofizikai objektumokat figyelhetünk meg (vízgőzmézerek, erős rádió- és röntgenforrások, szuper-Eddington röntgenforrások stb.). A mag kialakulására általánosan elfogadott nézet, hogy primordiálisan a Galaxis kialakulásakor egybeolvadó protogalaktikus komponensek építették föl, amelybe később belekerülhettek a bekebelezett más galaxisok magjai.

A Galaxis magja
A Galaxis centrumát közmegegyezés szerint a Sgr A* nemtermális rádióforrással azonosítjuk. Más tartományban infravörös komplexumok figyelhetőek meg a mag körül, az IRS16 a dinamikai centrumtól 1 pc távolságra van, a mag szűk környezete az infravörösben is jól tanulmányozható. A Sgr A* egy nagyméretű HII területben megfigyelhető fekete lyuk, tömegére a környező objektumok mozgásából következtethetünk. VLBI asztrometriával 10 mikroívmásodperc pontossággal mérhetjük a sajátmozgásokat, illetve mérhetjük a radiális sebességeket - a tömeg és a távolság meghatározása a kettőscsillagoknál leírt módon történik. A tömegre adódó értékek 4 - 4,5 millió naptömeg közöttiek, a távolságunk a Galaxis magjától 8 - 8,6 kpc (27400 ± 1300 fényév).

A Galaxis centrumának távolsága igen fontos mennyiség a galaktikus csillagászatban. Ez skálázza az Oort-egyenleteket, a galaktikus rotáció modelljét, a Galaxis magjának luminozitását, a mag körüli gömbhalmazok luminozitásfüggvényét, mindezek méretét; és minden további luminozitást, méretet stb., amelyben a Galaxis magjára vagy a forgására vonatkozó adatot valamilyen módon használunk. Másrészt a mérés igen nehéz, mert a centrum irányában 29 magnitúdó optikai fényelnyeléssel kell számolnunk, ezért jellemzően rádióinterferenciával dolgozunk, vagy a mag körüli objektumok optikai mérését (a Baade-ablakokban) hívjuk segítségül.