Op grond van stertellingen (Sir William en Sir John Herschel, Jacobus Cornelius Kapteyn) dacht men zich tot in het begin van deze eeuw de Zon in het centrum van het Melkwegstelsel. Later bleek dit gezichtsbedrog te zijn, veroorzaakt door de interstellaire absorptie, welke net als mist het gezichtsveld van de waarnemer beperkt. Met behulp van de periode-lichtkrachtwet van cepheïden kon H. Shapley in 1918 de afstand van een aantal bolvormige sterrenhopen bepalen. Hij vond dat deze een vrijwel sferisch systeem (halo) vormen om een centrum dat op grote afstand van de Zon ligt, in de richting van het sterrenbeeld Schutter. Tegenwoordig neemt men voor deze afstand een waarde van 8,5 kiloparsec (27!700 lichtjaar) aan. Men neemt aan dat dit centrum van bolvormige sterrenhopen ook het middelpunt (en draaicentrum) van de schijf van ons Melkwegstelsel vormt. Deze schijf is in de buurt van de Zon ca. 400 parsec dik. In de schijf bevinden zich spiraalarmen, die uit populatie I-objecten, zoals jonge sterren (spectraaltype O en B) en emissienevels, zijn opgebouwd. Tussen de spiraalarmen bevindt zich niet-oplichtend gas en stof. Dankzij de ontwikkeling van de radioastronomie heeft men nu een veel beter inzicht in de spiraalstructuur van het Melkwegstelsel. Het is gebleken dat de spiraalarmen zich tot ca. 20 kiloparsec van het centrum uitstrekken en dat het Melkwegstelsel een spiraalnevel van het type Sb is (zie extragalactisch stelsel).
Populatie II-objecten, zoals RR Lyrae-sterren en bolvormige sterrenhopen, bevolken de halo van het Melkwegstelsel en zijn geconcentreerd in de richting van het centrum. Deze centrale verdichting noemt men de kern van het Melkwegstelsel.
In 1927 bewezen B. Lindblad en Jan Hendrik Oort dat het Melkwegstelsel om het centrum roteert. Het roteert echter niet als een wiel, maar heeft een differentiële rotatie, dwz. dat de omloopsnelheid van de objecten in het stelsel afneemt naarmate zij verder van het centrum verwijderd zijn. In de buurt van de Zon is de rotatiesnelheid ca. 220 km/s. Uit de omtrek van de baan van de Zon om het centrum, welke volgt uit de bovengenoemde afstand van 8,5 kiloparsec tot het centrum, kan men berekenen dat de Zon in 240 miljoen jaar een omloop om het centrum volbrengt.
Als gevolg van de differentiële rotatie hebben de sterren ten opzichte van de Zon een radiële en een tangentiële snelheidscomponent in het Melkwegvlak, die beschreven kan worden door Vrad= rA sin 2l, Vtan = r(B + A cos 2l). Hierin is r de afstand van de ster tot de Zon en l de galactische lengte van de ster (zie coördinaten [astronomie]). De constanten A en B zijn de galactische constanten of constanten van Oort. Uit de rotatiekromme kan men een totale massa van minstens 3 × 1011 zonsmassa's voor het Melkwegstelsel afleiden.
Een merkwaardig gevolg van de differentiële rotatie is dat spiraalarmen niet lang zouden kunnen blijven bestaan. De Zon draait in ca. 240 miljoen jaar om het Melkwegcentrum, maar sterren die verder van het centrum af liggen doen er door de differentiële rotatie veel langer over, en het omgekeerde geldt voor sterren die tussen het centrum en de Zon in liggen. Een spiraalarm zou hierdoor reeds na één omwenteling zijn ‘opgerold’. Tegenwoordig verklaart men de spiraalarmen met de dichtheidsgolftheorie. Berekeningen van de Amerikaan Lin toonden nl. aan dat zich in de differentieel roterende Melkwegschijf vanzelf spiraalvormige verdichtingen kunnen vormen die als het ware door de schijf heenlopen, zoals golven door water. In deze verdichtingen ontstaan nu uit het gas en stof de felle, kortlevende sterren, zodat de verdichtingen spiraalarmen worden. Trekt nu de verdichting verder, dan zijn deze kortlevende sterren al weer aan het eind van hun bestaan, zodat de spiraalarmen blijven samenvallen met de dichtheidsgolven.
Reeds in de jaren vijftig ontdekte men met de toen nieuwe radiotelescoop te Dwingeloo, dat het gas in het centrale deel van de schijf (tot 3 kpc van het centrum) systematisch van de kern af beweegt met snelheden van 50 à 100 km/s. Later is gevonden dat dichter bij de kern dit verschijnsel ook optreedt voor de vele moleculen (zoals koolmonoxide en formaldehyd) die zich in dichte wolken aldaar bevinden. Dit kan mogelijk in verband gebracht worden met de kern, die gas met hoge snelheden zou hebben uitgestoten zoals dat wel gebeurt in de kern van een seyfertstelsel. Dit zou dan zo’n 10 miljoen jaar geleden moeten zijn gebeurd. De noodzakelijke energie moet uit een zeer compact centraal object gekomen zijn, waar veel energie geconcentreerd zit in een sterk zwaartekrachtveld. Wellicht is dit een zwart gat, waarbij zeer energetische processen kunnen optreden in de nabije omgeving. Aan de andere kant kunnen de expansies in het gas in het centrale deel ook het gevolg zijn van een verstoring van het zwaartekrachtveld zoals door een balk als in een balkspiraal (zie extragalactisch stelsel).

Zowel in ons Melkwegstelsel als in extragalactische stelsels zijn er aanwijzingen voor de aanwezigheid van grote massa's in de buitendelen die weinig licht uitzenden. Dit volgt vooral uit de zeer hoge rotatiesnelheid die het gas op grote afstanden van de kern nog heeft. Deze donkere materie zou wellicht uit zeer lichte sterren kunnen bestaan, die lang leven en weinig licht uitstralen (dwz. uitsluitend 0,1 maal zo zwaar als de Zon of minder). Deze materie bevindt zich waarschijnlijk in de halo. Spiraalstelsels zouden dan wel tienmaal zo zwaar kunnen zijn als in de jaren rond 1970 nog gedacht werd, nl. zo’n 1012 zonsmassa's.
Uit velerlei overwegingen schat men dat het Melkwegstelsel een ouderdom heeft van ca. 15 miljard jaar. Uit de verdeling van de sterren in het stelsel weet men dat de oudste objecten in het stelsel – de bolvormige sterrenhopen en andere populatie II-sterren – een vrijwel bolvormig systeem vormen, dat slechts een kleine draaisnelheid rondom het Melkwegcentrum vertoont; daarentegen bevinden de open sterrenhopen en andere sterren van populatie I, welke alle veel jonger zijn, zich in het vlak van de Melkweg en vormen zo een sterk afgeplat systeem met een draaisnelheid welke wel vijfmaal zo groot is als die van het stelsel van de populatie II-sterren. Een ander belangrijk verschil tussen de twee populaties is dat de sterren in de halo (populatie II), die alle minstens 10 miljard jaar oud zijn, veel minder zware elementen bevatten dan de sterren in de schijf. De zware elementen (dwz. alle zwaarder dan helium) maken voor de Zon en ons zonnestelsel slechts 2% van alle materie uit, maar in de halosterren is dit gemiddeld 100 maal lager (0,02%).
De meest aanvaarde hypothese voor het ontstaan van het Melkwegstelsel, waarbij rekening wordt gehouden met bovengenoemde waargenomen eigenschappen van de verdeling van de sterren in het stelsel, is de hypothese van Von Weizsäcker, volgens welke het Melkwegstelsel is ontstaan uit een langzaam draaiende, zich samentrekkende gaswolk (gravitatiecontractie), die tijdens de samentrekking steeds sneller ging draaien als gevolg van de wet van behoud van impulsmoment (= draaimoment). In een vroeg stadium zouden zich in deze gaswolk de eerste condensaties hebben gevormd, als bolvormige sterrenhopen en andere populatie II-objecten. De zware sterren in deze condensaties produceren in hun korte bestaan grote hoeveelheden zware elementen en stoten dat als supernova uit. De overblijvende materie, die hierdoor snel verrijkt wordt met zware elementen, zou intussen verder zijn samengetrokken en door de hierbij steeds groter wordende draaisnelheid steeds sterker zijn afgeplat. Inderdaad vindt men dat de sterren van middelmatige ouderdom een discusvormig systeem vormen, sterker afgeplat dan het systeem van de populatie II-sterren, maar minder sterk dan dat van de populatie I-sterren. Het laatst overgebleven gas zou nu het sterk afgeplatte stelsel van de gaswolken in de Melkweg vormen, waarin de jongste sterren van populatie I nog maar kort geleden door condensatie (volgens de dichtheidsgolftheorie dus in de verdichtingen) zijn ontstaan.