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观测结果显示，银河系中心区域存在棒结构，以及与棒结构关联的花生状核球。在侧向的盘星系中，类似的花生状核球并不鲜见。数值模拟表明，花生状的核球可能经由棒结构的屈曲失稳(buckling instability)过程而形成。而关于实际星系中花生状核球的形成过程，仍然知之甚少。对银河系核球结构与运动学的观测，有助理解此类花生状核球的形成机制，以及银河系自身的演化历程。 为探究银河系花生状核球可能的形态与运动学性质，本文利用引力N体数值模拟方法，对经屈曲不稳定形成的核球结构的各种可观测性质（包括从太阳视角观测的恒星距离分布、视向速度、自行及其各向异性）给出系统的预测，并与现有的观测结果进行对比。我们的模型中，恒星距离分布中因花生状结构而导致的双密度峰特征随空间位置的变化趋势与现有的观测相符，而核球区恒星平均视向速度明显的柱状旋转(cylindrical rotation)特征也与观测的情形一致。模型核球接近和远离观测者的两端，运动学特征体现着棒结构恒星轨道的特性，如核球短轴(l=0°)处的视场中，核球近端与远端的速度呈现不对称分布;核球区近端和远端平均视向速度分布的零速度线较l=0°有偏移;而远近两端平均经向自行极值也显著偏离轴对称情形下的预期。核球区的自行分布，以及自行与视向速度的相关性都表明，花生状核球中恒星速度分布可能有明显的各向异性。然而，单纯从这种速度的各向异性，仍不能判别构成花生状结构的轨道族群。 借助模型预测的观测信息，对先前的部分观测与理论工作进行了检验。试验表明，即便在恒星距离测量不确定度较大的情况下(～20％)，太阳到银心的距离仍然可以通过拟合l=0°平面中密度峰的分布而被准确测量。利用核球远近两端密度峰处平均经向自行之差可以估计密度峰半径处的平均周向速度，然而以这种方法无法估计棒与核球本身旋转的角速度（即pattern speed）。 为从理论角度理解花生状核球的成因，对该模型的轨道结构进行了分析。计算了轨道的主频率、作用量与角动量、雅可比常数（即旋转坐标系中的“能量”)等物理参数，并以此将轨道分为若干族群。虽然相当比例的轨道不呈现共振特征，但轨道的频率比值分布仍然存在若干分立的族群。而在角动量与作用量的空间中，轨道的分布连续的。在Lz均值和方差的空间中，轨道形态呈现连续的序列:随着Lz均值与弥散之比由低到高递增，轨道形态逐渐由x4型向逆转环形轨道和“圆盒”形轨道过渡，进而变为沿棒主轴延伸的方盒形轨道，并最终在Lz均值与弥散之比最高处转变为x1型轨道。这种渐变的趋势，间接地反映着旋转棒势中的相空间结构，而且对共振轨道以及动力学不稳定的轨道并不敏感，因而可以用于区分不同的轨道族群。 轨道按各自族群的叠加显示，棒结构中心狭长的部分与形态接近x1型的轨道有关，而盒状轨道则对应棒结构中较短也较宽的成分。这两类轨道都会支持侧向的花生形结构，而盒状轨道的贡献集中在中心区域。“圆盒”型轨道与x4型轨道在正向形态中呈现较短的，垂直于棒主轴的结构，而且这两类轨道与花生状核球无显著的关联。在此模型中，x1v1型（即“香蕉形”)轨道的贡献极其有限，这与先前的理论预期不符。推测，核球的花生状形态可能并非由某种特定的垂向共振轨道所造成。