为了寻找星际物质存在的证据，我们应该研究目前已知的距离地球最远的恒星．因为，若果真存在某种可以察觉的效应，则遥远恒星的效应更突出，它们的光线要透过更多的星际物质．此外，所研究的恒星还应该靠近银道面，因为绝大多数的星云都聚集在这里；例如，我们能在这里观测到暗弱的B型星．B型星的光度很大，所以，它们在稍有遮掩的天区显得暗弱，就表明它们必定离太阳很远．

上述研究的确揭示了星际气体和尘埃的存在．暗弱B型星的红化程度比预料的要高．将观测的色指数（如由光电方法测得的）同预期的色指数（如由光谱型确定的）加以对比，就能求出红化的强弱．两种色指数的差值称为色余．这个名称的来历是，在正常情况下，恒星愈冷色指数应愈大．因此，被星际尘埃红化的恒星就具有比正常情况下更大的色指数．可是色余这个名称容易引起误解，因为色指数的增量其实是对星光中被散射掉的那部分蓝光的一种量度。所以，色余这个词只能描述到达我们地球的星光的红化程度．

猎户座的NGC1999：星云中部由相对较冷的气体与宇宙尘埃云所组成，以至于光线无法穿透，形成所谓的“博克球状体 ”。

星际气体（不是尘埃）的存在首次发现于分光双星的光谱之中．分光双星的谱线由于子星绕其公共质量中心旋转而来回振动．如果我们把一系列的光谱按波长排起来， 就会看到谱线的这种振动．特别有意思的是谱线3934? （一次电离的钙谱线）．这条最暗的谱线是由天琴座B产生的，其波长作周期性的变化．可是这里还有一条波长始 终不变的吸收线．不仅如此，这条谱线比光谱中其它的谱线都要清晰得多．这条谱线便是天琴座B和我们之间的星际钙所产成的．

波长为3，889?（Hel，中性氨）的谱线（或称双线，因为既有吸收线，又有明线）具有复杂的特性，天文学家们把它看成 是天琴座B在向空间抛射气体的证据．这些气体是不会参与两颗子星的周期性运动的．

对某些恒星而言，相应于某一元素特定跃迁所产生的星际谱线不只一条，这证明了星际气体的分布并不是均匀的，而是形成一块一块的云团，在云团之间或许还弥漫着更加稀薄的气体和尘埃．每块云团的吸光作用是各自独立的，因此着每块云团相对地球的速度不同，就会产生具有不同多普勒位移量的吸收线．迄今至少发现有四颗恒星，其星际钙的K线呈现四重结构，这表明存在有四块不相同的中间吸光云团．一颗星的同一条星际谱线可以多到有七重子线．

NGC4214, 它是由源于星际间气体与尘埃云中的恒星群组成。

星际气体的密度极低，甚至还远不及发射星云．据估计，在星际气体云团中每立方英寸有200个原子间每立方英寸才只小过20个原子，这里可真是研究高真空的理想场所。的确如此，天文学观测资料大大充实和扩展了物理实验室里的所取的结果，因为在天文领域里，我们所发现和研究的原子都是处于地面实验室根本无法实现的极端温压条件之下．

所有星际气体的化学组成，连弥漫星云包括在内，同我们在太阳以及大多数恒星中所观测到的化学组成均没有太大的差别，只是氢和氦两者的含量与地球上的不同．地球以 及火星、金星、月亮和水星似乎十分反常，它们全部缺乏氢和氦。

有人认为，相当部分的星际尘埃是一些像石墨粉一样的碳粒。这一设想已经找到了支持它的证据，这主要是星际尘埃使透过它的光红化的方式．所谓光的红化，也就是指通过尘埃云的光将随波长的减小而减少，而被散射的光却随波长的减小而增加．实验室里的石墨颗粒可以产生同样性质的红 化效应．况且，在我们观测到的星际尘埃中，碳的含量确实极为丰富．

由此可见，我们的银河系不仅点缀着千千万万颗亮暗不一的恒星，而且在恒星之间还弥散有丰富的气体和尘埃．这些气体和尘埃在银河系里的分布是不均匀的，而是在银道平面上下形成一块块的云团．如果云团的密度很高，能够部分地遮掩背后的恒星，就被称作暗星云．假若云团中的恒星很多，便会形成亮星云．如果云团中嵌含的恒星为B2或更晚的类型， 星云就会反射恒星的光而发亮，这叫做反射星云．如果嵌含的恒星是B1或更早的类型，尘埃会被驱散，星云便主要是通过荧光效应而发光，即吸收热星的紫外辐射再发出可见光，这就形成发射星云．若是气体和尘埃的密度甚低，不好当作暗星云，那就应划为星际物质，这时只有借助星云对蓝色星光的的散射效应或恒星光谱中所产生的星际吸收线来验证它们的存在。