നക്ഷത്രാന്തരീയമാദ്ധ്യമത്തിലെ അറ്റോമിക ഹൈഡ്രജൻ വാതകം 21 സെന്റിമീറ്റർ തരംഗദൈർഘ്യമുള്ള മൈക്രോവേവ് വികിരണം പുറപ്പെടുവിക്കുമെന്ന് 1944-ൽ ഹെൻഡ്രിക് വാൻ ഡി ഹുൾസ്റ്റ് പ്രവചിച്ചു. ഈ വികിരണം 1951-ൽ നിരീക്ഷിക്കപ്പെടുകയും ചെയ്തു. നക്ഷത്രാന്തരമാധ്യമത്തിലെ പൊടി ഈ വികിരണത്തെ ആഗിരണം ചെയ്യുന്നില്ല എന്നതിനാൽ വാതകത്തിന്റെ ഡോപ്പ്ലർ നീക്കം കണക്കാക്കാൻ ഈ വികിരണം ഉപയോഗിക്കാം. ഈ തത്ത്വമുപയോഗിച്ച് ആകാശഗംഗയെക്കുറിച്ച് നടത്തിയ കൂടുതൽ കൃത്യമായ പഠനങ്ങളിൽ നിന്ന് താരാപഥത്തിന്റെ കേന്ദ്രത്തിന് ഭ്രമണം ചെയ്യുന്ന ബാർഡ് സർപ്പിള ഘടനയാണുള്ളതെന്ന പരികൽപന ഉരുത്തിരിഞ്ഞു. കൂടുതൽ കൃത്യതയുള്ള റേഡിയോ ദൂരദർശിനികളുപയോഗിച്ച് മറ്റ് താരാപഥങ്ങളിലെയും ഹൈഡ്രജൻ വാതകം നിരീക്ഷിക്കാനായി.

1970-കളിൽ വേര റൂബിൻ താരാപഥങ്ങളുടെ ഭ്രമണവേഗതയെക്കുറിച്ച് നടത്തിയ പഠനങ്ങളിൽ നിന്നും ദൃശ്യമായ പിണ്ഡം മാത്രമുപയോഗിച്ച് കൂടിയ ഭ്രമണവേഗത പൂർണ്ണമായി വിശദീകരിക്കാനാകില്ലെന്ന് മനസ്സിലായി. പ്രകാശം പുറത്തുവിടാത്ത തമോദ്രവ്യത്തിന്റെ സാന്നിദ്ധ്യമുപയോഗിച്ച് ഈ പ്രശ്നം വിശദീകരിക്കാനാകുമെന്ന് കരുതുന്നു

1990-കളിൽ ഹബിൾ ബഹിരാകാശ ദൂരദർശിനി കൂടുതൽ മെച്ചപ്പെട്ട നിരീക്ഷണങ്ങൾക്ക് വഴിവച്ചു. കാണാനാകാത്ത തമോദ്രവ്യം ചെറുതും പ്രകാശം കുറഞ്ഞതുമായ നക്ഷത്രങ്ങളാൽ മാത്രം നിർമ്മിതമല്ല എന്ന പ്രധാന കണ്ടെത്തൽ ഇങ്ങനെയുണ്ടായി. ഹബിൾ ഡീപ് ഫീൽഡ് നിരീക്ഷണത്തിൽ നിന്നും പ്രപഞ്ചത്തിൽ ഏതാണ്ട് 1.25×10 താരാപഥങ്ങളുണ്ടെന്നും കണക്കാക്കാനായി. ദൃശ്യപ്രകാശത്തിനു പുറമെയുള്ള വൈദ്യുതകാന്തികവർണ്ണരാജിയിലെ വികിരണങ്ങളിൽ നിരീക്ഷണങ്ങൾ നടത്താൻ സഹായിക്കുന്ന റേഡിയോ ദൂരദർശിനികൾ, ഇൻഫ്രാറെഡ് കാമറകൾ, എക്സ്-റേ ദുരദർശിനികൾ എന്നിവയുപയോഗിച്ച് ഹബിളിന് കാണാൻ സാധിക്കാതിരുന്ന താരാപഥങ്ങളും നമുക്ക് നിരീക്ഷിക്കാനായിട്ടുണ്ട്. ആകാശഗംഗ മറയ്ക്കുന്ന ആകാശഭാഗത്തിലെ താരാപഥങ്ങൾ ഇതിൽ പെടുന്നു

താരാപഥവ്യൂഹങ്ങൾ
ആധുനികഗവേഷണം
സ്റ്റാർബർസ്റ്റ്
പരസ്പരപ്രവർത്തനം