Een van de belangrijkste elementen van de Melkweg betreft gas en stof, kortweg aangeduid als het Interstellaire Medium , ook wel afgekort als ISM . Hoewel de sterren in de Melkweg relatief ver van elkaar afliggen, en de ruimte zeer leeg is, bevat de ruimte tussen de sterren een zeer diffuus medium van en en stof. Dit medium bestaat uit 1) neutral waterstofgas (HI) , 2) moleculair gas (hoofdzakelijk H₂, met daarbij sporadisch een verrassend grote varieteit aan vaak complexe moleculen), 3) moleculair gas , geioniseerd gas en stofdeeltjes (beter ware de naam "rookdeeltjes", daar ze kleiner zijn dan die in rook). Daarnaast vinden we in de interstellaire ruimte ook nog magnetische velden en de hoog-energetische deeltjes van de kosmische straling .

Hoewel het Interstellaire Medium een beter vacuum is dan fysici in het laboratorium kunnen creeren (vele orden van grootte beter), vertegenwoordigt het gas en stof toch een aanzienlijk aandeel van de totale (baryonische) massa in de Melkweg. Het beslaat een massa van 5-10x10⁹ M_O, wat nog altijd zo'n 5% van de massa die we in de Melkweg aantreffen in de vorm van zichtbare sterren.

Het overwegende belang van het galactische gas en stof reikt echter aanzienlijk verder dan alleen het aandeel aan de massabalans van de Melkweg. Het is een essentieel onderdeel van de dynamische levenscyclus van onze Melkweg (en van andere sterrenstelsels). We kunnen pas de vorming en evolutie van sterrenstelsels begrijpen als we het dynamische en complexe systeem van de Ster-Gas-Ster cyclus hebben doorgrond. Een passende vergelijking is wellicht om de Melkweg te vergelijken met een box van sterren wier ecologie wordt bepaald door de cyclus van leven en dood van sterren en wiens structuur wordt bepaald door de zwaartekracht en rotatie van de galactische schijf.

Het merendeel van het gas betreft neutraal waterstofgas. Dit concentreert zich in een dunne laag in de schijf van de Melkweg, met name in de spiraalarmen. We verkeren in de gelukkige omstandigheid dat het HI gas zeer goed is waar te nemen op radiogolflengten. Dit is van cruciale betekenis, daar we op deze golflengten niet worden gehinderd door stof, de Melkweg is transparant op radiofrequenties ! Door de hyperfijn (spin)overgang van het waterstofatoom straalt het een karakteristieke straling uit op een golflengte van 21 cm (1420 MHz).. Op instignatie van J.H. Oort beweest H. van de Hulst in 1944 dat deze overgang ook inderdaad waarneembaar moet zijn. Dit is een van de belangrijkste bijdragen geweest aan de sterrenkunde van de 20e eeuw. Hierdoor werd het mogelijk om de Melkweg in kaart te brengen, niet alleen locaal, maar over zijn gehele schijf. Met name Nederland heeft een ZEER vooraanstaande rol gespeeld op dit gebied. De 25 m radiotelescoop in Dwingeloo heeft vanaf 1956 nauwgezet de Melkweg in het radiogebied in kaart gebracht.

A map of the HI (neutral hydrogen) in the Galaxy

Echter, niet alleen het diffuse glad verdeelde neutrale waterstofgas is van belang. Een gedeelte van het gas koelt af en vormt compactere en dichtere wolken, die als het ware condenseren in het overig gladde medium.

Gas clouds and the Galaxy's Spiral Structure

Moleculaire wolken bestaan hoofdzakelijk uit moleculair waterstof, H₂. Het is echter zeer lastig om dit molecuul waar te nemen. Omdat het geen dipoolmoment heeft, het is immers een perfect symmetrisch molecull, heeft het geen waarneembare rotatie-overgangen. Het zijn juist deze overgangen die gemakkelijk zijn aan te slaan en waar te nemen in het radiogebied.

Gelukkig blijkt er een alternatieve manier om het moleculaire gas in de Melkweg in kaart te brengen. Het meest abundante interstellaire molecuul na H₂ is CO, weliswaar slechts 2 x 10^-5 maal de dichtheid aan H₂ moleculen, heeft wel een dipool. Met name de J=1-0 overgang in het radiogebied bij 115 GHz (2.6 mm) is goed waar te nemen. Bovendien lijkt het qua verdeling goed die van moleculair waterstof te volgen. Men gebruikt CO daarom als ``tracer'' molecuul om het moleculaire gas in de Melkweg in kaart te brengen

Molecular Gas distribution in the Galaxy

Het blijkt dat er een redelijk aantal wolken in de Zonsomgeving van de schijf is te vinden. Het merendeel bevindt zich echter veel meer in de binnendelen van de Melkweg. Het moleculaire gas vertoont een enorme concentratie nabij 1) het centrum van de Melkweg, en in een 2) een ring van moleculaire wolken tussen 3-7 kpc. Als men dit vergelijkt met de verdeling van met name HII gebieden valt de opvallende correlatie tussen de moleculaire wolk verdeling en de HII gebieden verdeling op.

Atomair waterstof daarentegen neemt meer toe naar de buitengebieden van de Melkweg. Terwijl zo'n 90% van het moleculair waterstof in de binnendelen van de Melkweg is te vinden, bevindt zich zo'n 70% van het atomaire waterstof zich buiten de zons afstand, tot op vaak zeer grote afstanden

Het merendeel van het moleculair gas blijkt zich te bevinden in zogenaamde Giant Molecular Clouds (GMCs), die een massa hebben in de orde van 10⁵-10⁶ M_O. Hun afmetingen kunnen enkele malen kleiner zijn dan die van de Orion moleculaire wolk tot zo'n vijfmaal groter. Een typische afmeting is in de orde van 40 parsec. Hun vorm is vaak zeer onregelmatig, en waarschijnlijk georienteerd langs het vlak van de Melkweg.

Door het in kaart brengen van de Melkweg op een groot aantal verschillende golflengten van het electromagnetisch spectrum krijgen we een idee van de verdeling van verschillende fysische gas en stellaire componenten waaruit de Melkweg is opgebouwd. Uit de vergelijking tussen de verschillende kaarten kunnen we belangrijke conclusies trekken over de evolutie en levenscyclus van onze Melkweg. Deze enorme verbreding van verkenning van het electromagnetische spectrum is in de afgelopen decaden mogelijk geworden door de verscheidenheid aan instrumenten op Aarde en in de ruimte.

De bijgaande kaart betreft een compositie van kaarten van de hemel nabij het Galactische Vlak in 10 verschillende golflengtegebieden. Het betreft golflengten van spectraallijnen en continuumbanden over een frequentiebereik van 14 orden van magnituden.

Iedere afbeeling representeert een 360^o "false color" gezicht van de Melkweg in een band van 10^o rond het vlak. De horizontale as betreft de Galactische lengte l, met in het midden van iedere kaart het Centrum van de Melkweg. Ter vergelijking van de schaal, de verticale dimensie van iedere kaart is 40x de hoekafmeting van de Volle Maan ! (met dank aan de Space Science Data Operations Office, NASA Goddard Space Flight Center, S. Digel, J. Friedlander)

In volgorde kunnen we de volgende kaarten zien afgebeeld, ieder staande voor een andere component van het galactische ISM or de galactische verdeling van sterren.

2) Atomair waterstof (HI)     
De 21 cm emissie laat de verdeling van het ``koude en warme'' interstellaire medium zien, die op grote schaal is georganiseerd in diffuse wolken van gas en stof die een afmeting kunnen hebben van enkele honderden parsecs. Het merendeel van bovenstaande HI kaart is gebaseerd op de Leiden-Dwingeloo Survey of Galactic Neutral Hydrogen, uitgevoerd mbv. de 25 m Dwingeloo radiotelescoop (oa. D. Hartmann, W.B. Burton, zie proefschrift Dap Hartmann).

3) Radio continuum (2.4-2.7 GHz)     
Heet geioniseerd gas

4) Moleculaire waterstof (CO kaart)    

5) Infrarood     
Thermisch emissie van verhit stof

6) Midden-Infrarood (6.8-10.8 micron)    
Emissie afkomstig van complexe moleculen (PAHs), vooral voorkomend in kool en interstellaire gaswolken. Heldere plekken afkomstig van rode reuzensterren, planetaire nevels, en massieve sterren die zo jong zijn dat ze diep ingebed liggen in de moleculaire gaswolken waarin ze zijn gevormd. (kaart alleen tot op 5^o van het Galactische vlak.

7) Nabij Infrarood     
Merendeel van de emissie afkomstig van relatief koele K sterren in de schijf en bulge van de Melkweg. Het interstellaire stof verduistert slechts zeer gering op deze golflengten, zodat de kaart een verdeling laat zien die door de gehele Melkweg heen gaat. Alleen nabij het centrum van de Melkweg kun je absorptie zien op 1.25 micron.

8) Optisch     

9) Roentgen (X-ray) Emissie     
Uitgebreide zachte roentgenemissie is afkomstig van heet, geschokt gas. Vooral bij lagere energieen is er sterke absorptie van de X-ray straling door het ISM. Koude wolken van interstellair gas zijn daardoor zichtbaar als schaduwen tegen de achtergrond van X-ray emissie.

10) Gamma-straling     
Deze afbeelding laat de verdeling van fotonen zien met een energie hoger dan 300 MeV. Op deze extreme energieen is het merendeel van de gammastraling afkomstig van botsingen van de energetische kosmische stralings deeltjes met waterstofkernen in interstellaire wolken.