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在银盘里，恒星之间的辽阔空间还普遍存在着极其稀薄的星际物质。这些物质的密度一般都比地球上实验室能取得的最高度真空的物质密度还要稀薄 100 万倍，然而银河系里所有的恒星、行星和其它天体恰恰是由这种稀薄物质聚集起来而构成的。这些物质中如果以原子的个数来算，氢要占到 90％以上，氦占不到 10％，其余所有元素的原子总数合计还不到 1％，如果按质量来算，氢约占 3/4，氦约占 1/4，其余元素共占 2％左右。氢存在的形态分三种：电离氢、原子态氢和分子态氢。气态物质除氢、氦之外，还有少量氮和氩、氖等惰性气体，以及多种气态化合物分子。混杂在这些气态物质中的还有固态颗粒的尘埃，颗粒的大小约在微米量级，总质量约占星际物质的 1 ％，成分是各种金属及它们的氧化物和硫化物，以及冷凝成冰晶的水、氨、甲烷等等。尘埃颗粒的表面往往还会吸附一些气态物质。这些星际物质在银盘里分布得并不均匀，从大的轮廓来说，在螺旋形的旋臂里面比较浓密，从局部来说往往聚集成团，形成一片一片的星云。人们往往把星云以外更为稀薄的星际物质称为星际介质，密度在 10-24 克/厘米 3 以下，即每立方厘米之内少于 1 个氢原子。
银河系的星云主要分为亮星云和暗星云两类。亮星云只能在明亮恒星附近才会出现，它们都是受到恒星光线照射之后才发亮的。有一些亮星云的光谱和它们附近恒星的光谱基本一致，说明它们完全靠反射及散射恒星的光来发亮。
实际上星云里的氢氦混合气本身并不能反射光线，因此反射星云里必定含有不少尘埃物质，由尘埃反射和散射恒星投射到它们上面的光线才使星云发光。散射光的强弱和入射光的波长以及尘埃颗粒的大小有关，波长愈短受到的散射愈强，所以反射星云颜色往往比恒星原来发的光偏蓝一些。
除了反射星云之外，还有一些亮星云的光谱和附近的恒星不同，它们的光谱是在暗弱的连续光谱上有明显的发射线，称为发射星云，这种星云一般都是由电离氢构成的，它们所伴随的恒星全都是光度和温度极高的 O 型或 B 型恒星。这些恒星辐射最强的部分处在紫外线区，高能的紫外线光子和氢原子碰撞时，往往把原子核外的电子激发到很高的能级上，形成高激发态或者成为电离态，受激发的电子向下跃迁时就会发出明线光谱。向下的跃迁往往分几步进行，辐射的能量每次都比激发能量小，因此辐射的波长比激发波长要长一些，落在了可见光波段，这是一种荧光现象。
暗星云附近既无明亮星光可资反射，更没有受到高能光子的激励，因而无法发光。它们只有在明亮的星云背景前面靠遮蔽背景的亮光方能被人发现。很显然，仅仅由混合气构成的星云消光能力很弱，很难达到那么强的遮
挡作用，在暗星云中起遮挡作用的主要也还是尘埃。暗星云在银道上分布得很多，特别在牵牛星附近的一段，银河明显分为两叉，正中被大片暗星云遮挡。由于暗星云的存在，用光学手段几乎无法观测银河的中心区。
星云的体积都很大。不论那一类星云，小的也有几光年直径，大的到上百光年。星云里的物质密度差别很大，从每立方厘米里面仅仅几个氢原子到多达几千个氢原子，相当于 10-23 克/厘米 3 到 10-20 克/厘米 3。尽管密度如此低，一块大星云的总质量却往往有几千倍太阳质量，由它可以凝聚出成百上千颗恒星。
由于银盘内星际物质特别是星云的严重消光作用，在银盘内距太阳稍远一点的地方就很难用光学方法加以研究，而且充满着银盘的星际物质和暗星云本身又因温度低而几乎不存在光学辐射，因此在本世纪 40 年代以前对银盘内物质组成和结构形式可以说是毫无所知。银河系是否真的像仙女座星系（M31）那样是一个旋涡星系，在那时也是猜测的成分多于观测的成分。只有到射电技术发展以后，特别是 60 年代以后，才真正对银盘里物质的空间分布和化学成分有了一些比较确切的了解。
氢原子的特征谱线除在紫外区、可见光和红外区都有之外，在射电波段的 21.1061 厘米上还有一条谱线，简称 21 厘米谱线。这条谱线的产生，不像别的谱线那样来自电子在不同轨道之间跃迁，而是由于电子自旋方向的变化。氢原子里有一个电子，它和氢原子核都绕各自的轴旋转，称为自旋。电子和原子核的自旋方向相同和相反的两种情况，在能量上有细微的差别。这两种状态之间发生跃迁所涉及的能量很小，辐射的波长在射电波段，而且在很低温度时也可能发生这种跃迁。21 厘米射电波有一个最突出的优点就是波长远远大于尘埃颗粒的尺度，使它不受尘埃的吸收和散射，成为探测银河系内外氢原子密集区的有力工具。
对银道面内各个方向进行 21 厘米射电波探测之后发现，几乎任何方向上都有 21 厘米射电辐射，而且在一个方向上往往发现几条很靠近并顺次减弱的谱线。一条 21 厘米射电波谱线变成很靠近的几条谱线，只有用多普勒效应来解释比较合理，几条谱线就代表氢原子的几个集中区域各以不同速度在运动。通过 21 厘米中性氢谱线的测定，再结合其它方面的测定知道银河系内星际空间的物质和恒星大气类似，最丰富的物质仍然是氢，对其它星系测定的结果也莫不如此。现在一般认为在人类探测所及的宇宙这一隅，所有区域物质丰度都差不太多，丰度最大的是氢和氦。
通过 21 厘米中性氢谱线的测定，还了解到星际空间普遍存在磁场。虽然这一点在别的观测里也同样发现过，但测定得非常不准确。银河系内普遍存在着平均磁感应强度约为 10-10 至 10-9 特的磁场，局部区域可能要高一些。银盘内磁场的方向大致平行于旋臂，在银晕里以及一些局部区域的磁场方向则很紊乱。
18 厘米射电波对探测一般的原子态中性氢密集区很有用，但它对氢特别密集的区域反而无能为力。这些区域里氢已结合成分子状态，氢分子由两个氢原子组成，其中一个的电子和原子核自旋相同，另一个自旋相反，不存在两种自旋状态之间的跃迁，也就不会发出 21 厘米谱线的辐射。不过在氢密集形成分子的区域或称分子云里，其它化合物分子的总数也相当可观，这些分子各有自己的特征谱线，其中不少也在射电波段，可以间接用来指示氢分子的密集区。最常选用的是一氧化碳在 2.6 毫米的谱线。2.6 毫米射电波观测
的结果更加证实了银盘物质的旋臂结构。
化合物分子内部有多种运动状态，相应于多种能级，在运动状态发生跃变时也会吸收或发射一定波长的光子。分子的运动状态除电子运动外，还有各原子在平衡位置上振动和分子的转动。振动能级之间的跃迁对应谱线的波长在红外区，需要的激发能量还比较大，只有在离炽热星体不太远的区域才会遇到，一般的星际空间条件下较少见。60 年代以来利用空间技术在一些正在形成恒星的星云附近发现一些红外源，里面有分子谱线的红外辐射。分子跃迁能级差最小的是转动，虽然其中也有一部分落在红外波段，但这类跃迁的谱线绝大多数在射电波段，主要是毫米波与厘米波。即使在星际空间的低温条件下也较容易发生这类跃迁，因此射电观测的谱线分析技术是从事星际分子观测非常有力的手段。
分子云里的化合物分子和一般星际空间的分子是 60 年代用射电技术发现的，是当时一项重大发现，被称为 60 年代四大发现之一。到 1986 年为止已发现了近 100 种星际分子。
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