星際物質
星際物質的總質量約占銀河系總質量的10％。平均密度為10-24/厘米3，相當於平均數密度為每立方厘米1個氫原子，密度範圍是10-20～10-25/厘米3。這種密度是地球上的實驗室中遠未達到的真空度（目前實驗室的最高真空度為10-12毫米水銀柱，相當於每立方厘米 32,000個質點）。星際物質的溫度相差很大，從幾K到千萬K。星際物質在銀河系內分布的特點是：①不均勻性：不同區域的星際物質密度可相差很大，星際氣體和塵埃當聚集成質點數密度超過每立方厘米10～103個時,就成為星際雲,雲間密度則低到每立方厘米0.1個質點。②星際物質和年輕恆星高度集中在銀道面，尤其在鏇臂中。
星際氣體 包括氣態原子、分子、電子、離子，其化學組成可以通過各種電磁波譜線的測量求出。結果表明，星際氣體的元素的豐度與根據太陽、恆星、隕石得出的宇宙豐度相似，即氫最多，氦次之，其他元素很低。下表第二行是按對數尺度列出的宇宙豐度，第三行是按對數尺度表示的太陽與蛇夫座ζ星之間的星際氣體元素豐度，第四行為二者的差值。 星際氣體根據主要元素──氫原子的存在形式而分為電離氫區和中性氫區。
星際塵埃 是直徑約10-5（或10-6）厘米的固態質點，分散在星際氣體中。星際塵埃總質量約占星際物質總質量的10％。星際塵埃可能是由下列物質組成的：①水、氨、甲烷等的冰狀物；②二氧化矽、矽酸鎂、三氧化二鐵等礦物；③石墨晶粒；④上述三種物質的混合物。
星際塵埃散射星光，使星光減弱；這種現象叫作星際消光。星際消光隨波長的增長而增長，星光的顏色也隨之變紅；這種現象叫作星際紅化。星際塵埃對於星際分子的形成和存在具有重要的作用。一方面塵埃能阻擋星光紫外輻射不使星際分子離解，另一方面固體塵埃作為催化劑能加速星際分子的形成。
星際物質的觀測 可以在不同的電磁波段進行。例如 1904年，在分光雙星獵戶座 δ的可見光譜中發現了位移不按雙星軌道運動而變化的星際離子吸收線，首次證實星際離子的存在。1930年，觀測到遠方星光顏色變紅，色指數變大（即星際紅化），首次證實星際塵埃的存在。1951年，通過觀測銀河系內中性氫21厘米譜線，證實星際氫原子的大量存在。1975年，利用人造衛星紫外光譜儀觀測100多顆恆星的星際消光與波長的關係,得知2200埃附近的吸收峰。1977年,觀測星際X射線波段，發現οⅦ21.6埃（0.57千電子伏）的譜線，確認存在著溫度達105～107K的高溫氣體。
與恆星物質的關係 根據現代恆星演化理論，一般認為恆星早期是由星際物質聚集而成，而恆星又以各種爆發、拋射和流失的方式把物質送回星際空間。
參考書目
L. Spiezer, Jr., Physical Processes in the Interstellar Medium,John Wiley and Sons,New York,1978.
村山喬：《宇宙物理學》，共立出版株式會社，東京，1978。
