Yıldızlararası ortam, bilim adamlarının galaksideki yıldızlar arasında bulunan yüksek oranda dağılmış gaz ve toza verdiği isimdir. Karışımın% 99'u gaz ve% 1'i tozdur. Gazın% 90'ı hidrojen ve% 10'u helyumdur. Yıldızlararası ortamın yoğunluğu, nerede olduğunuza ve hangi galaksideki olduğunuza bağlı olarak değişir, ancak Metreküp başına ortalama bir milyon parçacık olan Samanyolu ortalamasının ortalamasıyla metreküp başına birkaç bin ila birkaç yüz milyon parçacık arasında değişir. Bunu, metreküp başına sadece 100-1000 partikül içeren intergalaktik ortamla veya çok sayıda büyük boşluk içeren evrenin ortalama yoğunluğuyla karşılaştırarak, metre küp başına sadece tek bir partiküle indirgeyebilirsiniz.
Astrofizikçiler yıldızlararası ortamın kesin nitelikleriyle çok ilgileniyorlar çünkü yıldız oluşum sürecini güçlü bir şekilde etkiliyor. Yoğun bölgelerin yıldızlara yoğunlaşması daha olasıdır. Güç kuvveti olanlar gibi çok eski galaksilerin, yıldızlara ve gezegenlere toplanmış olan günümüz galaksilerinden daha yüksek bir ortalama yoğunluğa sahip olduğu düşünülmektedir. Yeni yıldızlar nebula denilen bulutlarda doğup ölürken, toplama yıldızlararası ortamın tüm ölçeklerinde her zaman devam eder. Hubble Uzay Teleskopu'nun piyasaya sunulması, bu cisimler hakkındaki bilgilerimizi ve onların nasıl hareket ettiklerini ve yıldızlararası medya ile nasıl etkileşime girdiklerini büyük ölçüde arttırdı.
Yıldızlararası bir ortamın varlığını tanıyan ilk filozof, 1626'da bu konuda yazan Francis Bacon'du. Francis Bacon da bilimsel yöntemi ortaya çıkardı. Yıldızlararası aracın yıldızlarla birlikte hareket ettiğini tahmin etti ve haklıydı. Yıldızlararası ortamın dağınık parçacıkları galaktik merkezin etrafında saatte yaklaşık bir milyon mil hareket eder. Parçacıkların galaktik merkeze ne kadar yakın olduğuna bağlı olarak, galakside tam bir dönüş yapmak için birkaç milyon yıl ile bir kaç yüz milyon yıl arasında bir yer alırlar.
Yıldızlararası ortam soğuktur ve yoğun olduğu yerlerde görünen ışığı engellemek için iyi bir iş çıkarır. Kendi galaktik merkezimizi görmekte güçlük çekiyoruz, çünkü toz onu belirli dalga boylarında olması gerekenden trilyon kat daha zayıf hale getiriyor. Spektrumun kızılötesi bölümünde, ışınlar bunu gerçekleştirir, bu nedenle galaktik merkeze bakan gözlemciler kızılötesiye dayanmalıdır.
