Um estudo clássico sobre a cinemática de 221 estrelas anãs, cujas órbitas cruzam a vizinhança solar, foi publicado em um famoso artigo de Eggen, Lynden-Bell & Sandage (1962). Esse estudo indicou que estrelas de baixa metalicidade movem-se invariavelmente em órbitas bastante excêntricas, enquanto que as estrelas de alta metalicidade possuem órbitas quase circulares. Também foi encontrada uma correlação entre a metalicidade estelar e o momento angular da estrela: estrelas de baixa metalicidade possuem pouco momento angular. Também foi mostrado que as estrelas de alta metalicidade se concentram no plano do disco da Galáxia, enquanto que aquelas de baixa metalicidade podem ser encontradas não somente no disco, mas como também em várias alturas distintas em relação ao plano Galáctico.
A interpretação destas correlações levou os autores a formular um cenário para a formação da Galáxia
que, posteriormente, foi estendido para as outras galáxias, e deno-minado por monolítico. Neste cenário,
o bojo seria formado através do colapso radial do gás protogaláctico de abundância química primordial.
Este colapso termina rapidamente, em escalas de tempo da ordem de 
anos, quando o aumento do
momento angular na região central interrompe a queda radial do gás. Entretanto, o colapso do gás na direção
paralela ao momento angular continua, dando origem ao disco.
Como a densidade do gás nas regiões centrais cresce rapidamente, também cresce assim a taxa de formação estelar. Portanto, a primeira geração de estrelas é formada durante o colapso, com órbitas de alta excentricidade, metalicidade baixa, e vai constituir o bojo. Enquanto a primeira geração estelar evolui, o gás remanescente que está dando origem ao disco se enriquece com os elementos químicos resultantes da nucleossíntese estelar. Assim, as estrelas que constituem o disco possuem órbitas quase circulares, alta metalicidade, e são mais jovens que as estrelas do bojo. É evidente que, neste cenário, a formação do bojo ocorre em uma época anterior à do disco.
Apesar da advertência apontada acima por Combes (1999), as evidências de uma população estelar mais velha no bojo da Galáxia, e no de outras galáxias, têm levado pesquisadores a dar suporte ao cenário monolítico (Silk & Bouwens 1999).
No entanto, é difícil conciliar as previsões das metalicidades estelares neste cenário com a largura da distribuição das metalicidades das estrelas no bojo Galáctico e, em especial, com a descoberta de estrelas super-ricas em metais nesta componente (McWilliam & Rich 1994). Tentativas de conciliação levaram ao modelo de ciclo fechado (Ibata & Gilmore 1995 e referências aí contidas; veja também François, Vangioni-Flam & Audouze 1990; Larson 1990), onde o gás é processado localmente, resultando na população estelar em cada ponto do sistema.
Além disso, a análise de imagens obtidas pelo Telescópio Espacial Hubble por Carollo et al. (1997) mostra que os bojos em galáxias espirais exibem freqüentemente pontos brilhantes, que são, muito provavelmente, regiões de formação estelar. Evidências de que o mesmo fenômeno pode estar ocorrendo no bojo da Galáxia são apresentadas em Rich & Terndrup (1997). Pfenniger (1993) aponta que a simples existência de galáxias espirais sem bojos (Sd, Sm), ou com bojos muito pequenos (Sc) já é um indício de que o cenário monolítico não é a única possibilidade para a formação de galáxias. Outros fortes vínculos que devem ser obedecidos pelos modelos de formação que seguem o cenário monolítico podem ser encontrados em Avila-Reese & Firmani (1998).