ตามเนื้อผ้ามันเป็นจินตนาการส่วนใหญ่เพราะการดูดกลืนโดยเมฆฝุ่นระหว่างดวงดาวทำให้เราไม่สามารถมองเห็นได้ในแสงที่มองเห็นได้ไกลเกินกว่าโซนในทางช้างเผือกซึ่งอยู่ห่างจากใจกลางกาแลคซีประมาณ 20% เท่านั้น นั่นเป็นเพียงประมาณ 4% ของดิสก์ทั้งหมดของทางช้างเผือกที่มองเห็นได้ แน่นอนว่าเราสามารถมองเห็นได้ไกลอย่างไม่หยุดยั้งเมื่อเรามองออกไปจากเครื่องบิน
ในช่วงกลางศตวรรษที่ 20 ดาราศาสตร์วิทยุทำให้เราเห็นสสารระหว่างดวงดาวทั่วทั้งกาแลคซีในรูปแบบของเส้นสเปกตรัม 21 ซม. (1.4 GHz) ของไฮโดรเจนอะตอมกลาง (HI) จากนั้นเราจะเห็นหลักฐานสำหรับแขนกังหันยักษ์ แต่การตรวจสอบระยะทางของก๊าซระหว่างดวงดาวนั้นเป็นค่าประมาณมากดังนั้นเราจึงได้แนวคิดทั่วไปว่ามันมีลักษณะเป็นอย่างไรเมื่อมองจากผู้สังเกตการณ์ภายนอก ต่อมาการสำรวจอย่างละเอียดของสายสเปกตรัม 2.6 มม. (115 GHz) ของก๊าซคาร์บอนมอนอกไซด์ระหว่างดวงดาว ( CO ) ซึ่งส่วนใหญ่อยู่ในเมฆไฮโดรเจนโมเลกุลทำให้เรามีรายละเอียดเชิงลึกมากขึ้นเนื่องจากเมฆโมเลกุลกำหนดแขนกังหันของกาแลคซีของเรามากกว่า ทำเมฆที่กระจายตัวมากขึ้นของไฮโดรเจนที่เป็นกลาง
เนื่องจากการปล่อย HI และ CO อยู่ในรูปของเส้นสเปกตรัมเราจึงสามารถกำหนดความเร็วของรัศมี (ความเร็วไปทางหรือห่างจากเรา) ของแต่ละเมฆที่เปล่งจากการใช้เอฟเฟกต์ Doppler โดยใช้รูปแบบการหมุนกาแลคซีจากนั้นเราสามารถสร้างแผนที่แขนกังหันไปทั่วกาแลคซีทั้งหมด
แต่สิ่งเหล่านี้ก็ยังใกล้เคียงกันมากเพราะ (1) แต่ละก้อนเมฆมีการเคลื่อนที่ของมันเองซึ่งทำให้เกิดข้อผิดพลาดระยะทางเมื่อเปรียบเทียบการสังเกตกับแบบจำลองและ (2) มีสองระยะทางที่เป็นไปได้ที่สอดคล้องกับรัศมีความเร็ว ศูนย์กลางที่เราเป็น
ดังนั้นเราจึงรู้แขนเกลียวขนาดใหญ่และที่ ๆ พวกมันอยู่ แต่ภาพที่มีรายละเอียดส่วนใหญ่ยังคงเป็นจินตนาการ
เมื่อไม่นานมานี้การสำรวจอย่างละเอียดในอินฟราเรดช่วยให้เราเห็นลึกลงไปในบริเวณที่มีการก่อตัวดาวฤกษ์เมื่อเร็ว ๆ นี้ทั่วกาแลคซี การก่อตัวดาวฤกษ์เหล่านี้กำหนดแขนกังหันได้ดีกว่าการสำรวจก๊าซระหว่างดวงดาว แต่งานจำนวนมากที่เกี่ยวข้องกับการเปรียบเทียบทั้งอินฟราเรดวิทยุและไมโครเวฟจำเป็นต้องมีภาพทั่วไปที่ดี ดูแผนที่ทางช้างเผือกสำหรับมุมมองที่ดีเกี่ยวกับความเข้าใจในปัจจุบันของเราว่ากาแลคซีทางช้างเผือกอาจมีลักษณะอย่างไรเมื่อมองจากภายนอก
