為了尋找星際物質存在的証據，我們應該研究目前已知的距離地球最遠的恆星．因為，若果真存在某種可以察覺的效應，則遙遠恆星的效應更突出，它們的光線要透過更多的星際物質．此外，所研究的恆星還應該靠近銀道面，因為絕大多數的星云都聚集在這里﹔例如，我們能在這里觀測到暗弱的B型星．B型星的光度很大，所以，它們在稍有遮掩的天區顯得暗弱，就表明它們必定離太陽很遠．

上述研究的確揭示了星際氣體和塵埃的存在．暗弱B型星的紅化程度比預料的要高．將觀測的色指數（如由光電方法測得的）同預期的色指數（如由光譜型確定的）加以對比，就能求出紅化的強弱．兩種色指數的差值稱為色余．這個名稱的來歷是，在正常情況下，恆星愈冷色指數應愈大．因此，被星際塵埃紅化的恆星就具有比正常情況下更大的色指數．可是色余這個名稱容易引起誤解，因為色指數的增量其實是對星光中被散射掉的那部分藍光的一種量度。所以，色余這個詞只能描述到達我們地球的星光的紅化程度．

獵戶座的NGC1999：星云中部由相對較冷的氣體與宇宙塵埃云所組成，以至于光線無法穿透，形成所謂的“博克球狀體 ”。

星際氣體（不是塵埃）的存在首次發現于分光雙星的光譜之中．分光雙星的譜線由于子星繞其公共質量中心旋轉而來回振動．如果我們把一系列的光譜按波長排起來， 就會看到譜線的這種振動．特別有意思的是譜線3934? （一次電離的鈣譜線）．這條最暗的譜線是由天琴座B產生的，其波長作周期性的變化．可是這里還有一條波長始 終不變的吸收線．不僅如此，這條譜線比光譜中其它的譜線都要清晰得多．這條譜線便是天琴座B和我們之間的星際鈣所產成的．

波長為3，889?（Hel，中性氨）的譜線（或稱雙線，因為既有吸收線，又有明線）具有復雜的特性，天文學家們把它看成 是天琴座B在向空間拋射氣體的証據．這些氣體是不會參與兩顆子星的周期性運動的．

對某些恆星而言，相應于某一元素特定躍遷所產生的星際譜線不只一條，這証明了星際氣體的分布并不是均勻的，而是形成一塊一塊的云團，在云團之間或許還彌漫著更加稀薄的氣體和塵埃．每塊云團的吸光作用是各自獨立的，因此著每塊云團相對地球的速度不同，就會產生具有不同多普勒位移量的吸收線．迄今至少發現有四顆恆星，其星際鈣的K線呈現四重結構，這表明存在有四塊不相同的中間吸光云團．一顆星的同一條星際譜線可以多到有七重子線．

NGC4214, 它是由源于星際間氣體與塵埃云中的恆星群組成。

星際氣體的密度極低，甚至還遠不及發射星云．據估計，在星際氣體云團中每立方英寸有200個原子間每立方英寸才只小過20個原子，這里可真是研究高真空的理想場所。的確如此，天文學觀測資料大大充實和擴展了物理實驗室里的所取的結果，因為在天文領域里，我們所發現和研究的原子都是處于地面實驗室根本無法實現的極端溫壓條件之下．

所有星際氣體的化學組成，連彌漫星云包括在內，同我們在太陽以及大多數恆星中所觀測到的化學組成均沒有太大的差別，只是氫和氦兩者的含量與地球上的不同．地球以 及火星、金星、月亮和水星似乎十分反常，它們全部缺乏氫和氦。

有人認為，相當部分的星際塵埃是一些像石墨粉一樣的碳粒。這一設想已經找到了支持它的証據，這主要是星際塵埃使透過它的光紅化的方式．所謂光的紅化，也就是指通過塵埃云的光將隨波長的減小而減少，而被散射的光卻隨波長的減小而增加．實驗室里的石墨顆粒可以產生同樣性質的紅 化效應．況且，在我們觀測到的星際塵埃中，碳的含量確實極為丰富．

由此可見，我們的銀河系不僅點綴著千千萬萬顆亮暗不一的恆星，而且在恆星之間還彌散有丰富的氣體和塵埃．這些氣體和塵埃在銀河系里的分布是不均勻的，而是在銀道平面上下形成一塊塊的云團．如果云團的密度很高，能夠部分地遮掩背后的恆星，就被稱作暗星云．假若云團中的恆星很多，便會形成亮星云．如果云團中嵌含的恆星為B2或更晚的類型， 星云就會反射恆星的光而發亮，這叫做反射星云．如果嵌含的恆星是B1或更早的類型，塵埃會被驅散，星云便主要是通過熒光效應而發光，即吸收熱星的紫外輻射再發出可見光，這就形成發射星云．若是氣體和塵埃的密度甚低，不好當作暗星云，那就應划為星際物質，這時只有借助星云對藍色星光的的散射效應或恆星光譜中所產生的星際吸收線來驗証它們的存在。