恆星是誕生於星際物質中的氣體。星際物質是一種散佈在恆星間極為稀薄的物質。直到1930年代後期，天文學家們才知道恆星間並非一無所有、完全透明的空間，而是充滿了混合著原子、塵埃與分子的低密度物質，在某些機會下凝聚成大片黑暗的分子雲，也就是恆星的誕生地。
天文學家們從觀測得知，星際物質中絕大多數為氫氣體，以及一些佔比率極少的其他原子，類似太陽的組成成分。塵埃在空間中的密度極低，在106m3中僅有一顆微粒。相當於在一個小型的天象館空間中只有兩顆塵埃粒。星際物質在每立方公分空間中只有1~10個原子，比起我們呼吸的空氣來說，每立方公分1019個原子，幾乎可以算是真空了。
雖然星際物質的密度如此之低，但仍然有些可以用肉眼看得到，例如，獵戶座大星雲便是一例。在黑暗的夜空中，它看起來就像是一團模糊的光斑，位於獵戶座腰帶下的配劍上，用小望遠鏡可以看得更清楚。這種由氣體與塵埃組成的雲氣狀星際物質稱之為星雲。
星雲中有一種稱為發射星雲 (emission nebula)，又名瀰散星雲 (diffuse nebula) 或亮星雲 (bright nebula)，因為其光譜為發射光譜。回想一下克希荷夫第二定律 (Kirchhoff's second law)，我們知道發射光譜是由受激態 (excited) 的低密度氣體所產生，因此，可想而知發射星雲是一種受激態發光的稀薄星雲。
發射星雲中的氣體是受鄰近高溫恆星所輻射的短波長光子照射而受激發光。當被照射的原子游離 (ionized)，並再行捕捉到電子後，被捕獲之電子會降至低能量能階並放出光子。發射星雲的特徵之一就是會發出紅色的光，因為在其光譜中具有強烈的氫原子巴爾末 (Balmer) α線，即波長6,563Å的譜線輻射，亦稱為Hα線。
只有高溫的恆星才能輻射出夠強的紫外線使遠方的星雲氣體游離。例如，一顆O5型的恆星，大約可以使50pc外的星雲氣體游離。由於在此範圍內的氣體呈游離態，所以又稱為HII區域 (HII region)。HII是游離氫的簡寫 (HI表中性氫)。獵戶座星雲便屬於HII區域。
另一種星雲稱為反射星雲 (reflection nebula)。反射星雲的光譜就是照亮該星雲的恆星光譜。這表示星雲本身並沒有受激態的氣體，但是卻包含了大量固體的塵粒，所以能反射附近的星光。一個最常見的例子就是包圍在昴宿星團 (Pleiades，七姊妹星團) 周圍的反射星雲，用肉眼很難看見這些星雲，只有在長時間曝光的照片中才能夠展現出來。
暗星雲 (dark nebula) 是很厚的塵埃雲，會擋住在它後方的星光，在天空中形成一片無光的黑暗區域，附近的星點顯得特別少。暗星雲當然也是由氣體與塵埃所組成的，只是其附近既沒有能使氣體游離的高溫恆星，也沒有夠亮而能使其反射發光的恆星。
最小的暗星雲為Bok球 (bok globules，紀念天文學家 Bart Bok)，是一種直徑小於1pc的黑暗氣體，質量在10~1,000太陽質量之間，可以藉著背景的亮星雲看到它。某些Bok球的中央有紅外線源，很可能是已經收縮的氣體雲，最後將形成恆星，球內的其餘部分則會在劇烈的恆星誕生過程中碎散。因此，每一個Bok球，都代表一顆將形成的恆星。
天文學家尋找星際物質的途徑之一，就是藉星際物質會使後方恆星的視光度比正常為低的方法，這種效應稱為消光。以太陽周圍的星際空間為例，每距離1,000pc，其間的星際物質便會使原應有的視光度降低1.9等。
另一個星際物質對星光造成的影響是會使其顏色略有變化。例如，O型恆星應該是藍色的，但有些恆星，其光譜分明為O型恆星光譜，但卻比其他O型星偏紅。這種效應稱為星際紅化 (instellar reddening)，是起於塵埃粒子將星光散射 (scatter) 之故。由於星際塵埃粒子大小與藍光波長接近，所以藍光光子特別容易被散射；紅光光子的波長較長，比較不會被散射，因此，到達地球的星光中，紅光光子就比藍光多得多了，所以恆星便有偏紅的現象產生。
這種散射現象十分普遍，陽光在經過大氣層時也會被空氣分子與塵埃散射，而顯得較紅；還有，無論我們朝向天空哪個方向看去，看到的都是被散射的藍光光子，所以整個天空看來是藍色的；當日出或日落時，陽光必須穿透較厚的大氣，藍色光子被散射更多，所以太陽看起來也就比在天頂時更紅了。
研究星際紅化可以知道星際塵埃的直徑大約只有一公分的百萬分之幾，大約相當於香煙的塵粒大小，而每一顆塵粒中包含了約108個原子，塵粒的中央為矽或碳，周圍則包著一層結晶的冰，冰晶成分包括了水、二氧化碳、甲烷與 氨等。
雖然消光與紅化提供了我們研究星際塵埃的方法，但星際物質中氣體的成分還需要靠其他的方法來研究。其中一種方法就是尋找星際氣體在遙遠恆星光譜中所造成的吸收線，稱為星際吸收線。
高溫恆星的光譜最適合用以觀察星際吸收線，因為在其本身的譜線中只有幾條較容易和星際吸收線混淆，而且這幾條譜線都很亮，與星際吸收線間的距離較大，更容易與星際星吸收線區別。從獵戶座ε這顆B0型超巨星的光譜中，我們發現有幾條很細的CaII譜線，它不應該出現在這樣高溫的恆星光譜中，所以可以斷定它們是來自星際物質的吸收線。
從這些星際吸收線中，可以得知兩個有關星際氣體的特點︰第一，這種譜線都非常細，顯然星際氣體非常非常稀薄且沒有碰撞加寬 (collisonal broadening) 使譜線變寬的現象，由此可推知星際氣體的溫度應該很低。第二，我們常常發現星際吸收線在光譜中有些微位移的現象，這是因為星際物質本身亦有運動，所以會對譜線造成都卜勒效應。
目前已發現的星際吸收線有Ca、Na與Fe等，但是在地面觀測中，還沒有發現過氫的吸收線。因為星際氣體的溫度低於100K，氫原子幾乎全都在基態 (ground state)，無法吸收巴爾末波長的光子，但是，卻會吸收屬於紫外波段的萊曼系列 (Lyman) 光子，只是紫外光無法穿透大氣層，只有在大氣層以外的衛星，如IUE才能偵測到這部分的光譜。
電波望遠鏡是非常重要的觀測工具，因為它能偵測到如波長21公分、從太空中低溫氫氣雲所輻射的電波。21公分輻射是當氫原子的電子自旋方向改變時，因能量變化所產生的輻射。
早在1940年代中期，H.C. Van de Hulst 便預言21公分輻射的存在，但直到1951年才由別的科學家發現。我們從氫原子的結構來看，便可了解何以21公分輻射是先經理論推測之後，才被觀測證實。氫原子是由一個質子與一個電子所組成，兩者都像小陀螺一樣有自旋運動，旋轉一個帶電的陀螺就像電流通過螺線管一樣會產生磁場。
我們都玩過小磁鐵，知道磁極具有同極相斥、異極相吸的特性，同樣地，帶電自旋的質子與電子磁場也會相吸或相斥，所以當電子在某一個自旋方向時，它可能因磁性相異的關係而被質子束縛得較緊；如果自旋為另一個方向時則較鬆。也由於這樣的磁場效應，氫原子的基態便分成了兩個差異相當小的能階。如果電子位於兩者中能量較高的能階時，它能在瞬間跳至另一個能階上，並輻射出一個光子，但因為兩能階間的能量差很小，所以輻射出的光子能量也很小，相當於21公分的無線電波。
只有很低溫、低密度的氫原子雲會輻射21公分的無線電波。如果氫原子電子位於激態時，平均1,100萬年才會跳回低能階上，並放出21公分電波。但是在高溫、高密度恆星環境下的氫原子，碰撞機率相當高，其電子早在返回基態並射出21公分輻射之前，便又受到其他能量的擾動了。相反地，在星際物質中的氫原子平均每數百萬年才會受到一次碰撞，所以能輻射出許多21公分波長的光子。但是，若氫原子結合成分子後也無法輻射21公分電波，因為分子能階與原子能階是完全不同的。
很不幸地，分子氫沒有什麼顯著的輻射，天文學家反倒是在星際物質中發現了六十多種其他分子的輻射。有些分子相當複雜，也不清楚它們是如何形成的。許多天文學家認為些分子可能是就是來自於塵粒的外層。這些分子中有些甚至在地球上還無法合成，有些則十分普遍。乙醇，就是酒中的酒精，也在發現之列，曾有一組電波天文學家，還在一個特殊的星雲中發現了數以十億加侖為單位的「威士忌」！
這些分子中最重要的要算是一氧化碳 (CO) 了，雖然它的存量比分子氫少一萬倍以上，但是它會發出波長2.6mm的輻射，從追蹤CO的輻射便可推測該處分子氫的存量。
這些分子均產生於高密度的塵埃雲中，來自外界恆星的紫外輻射會使星雲外層的分子分解，但在星雲內部深處的分子則仍能以保持原狀倖存下來。
1983年，紅外天文衛星IRAS (Infrared Astronomy Satellite) 發現了一種複雜的稀薄雲氣，被稱為紅外卷雲(infrared cirrus)，因為它的外觀與地球大氣層中的卷雲幾乎一模一樣。紅外卷雲由30K的星際塵埃雲組成，從最近的分子雲CO輻射研究顯示，有一些紅外卷雲與太陽的距離不超過幾百pc，表示分子雲中的氣體與塵埃分布並不固定。
在最大的分子雲中，巨分子雲 (giant molecular clouds) 裡很明顯有恆星形成的跡象。
典型的巨分子雲直徑通常有數百pc，質量在50萬太陽質量左右。雖然它們的密度已經達到每立方公分有106個粒子，但仍然比地球上空氣分子密度低十兆倍以上。由於這些雲氣的消光十分嚴重，所以也無法以可見光看見它們，從電波觀測則可發現其溫度相當低，中心處的溫度接近10K。天文學家還在這些氣體雲中發現有紅外光源，因此一般相信其中應有恆星正在形成，且在其外側邊緣，真的常可找到被年輕、高溫恆星激發的明亮HII區域，獵戶座大星雲便為一例。事實上，目前至少已經發現了好幾個類似的巨分子雲中有恆星形成的跡象。