Ионизованный газ. Гарячі зірки могутнім ультрафіолетовим випромінюванням нагрівають і ионизуют навколишній міжзоряний газ. Нагрітий газ випромінює світло, і тому області, заповнені гарячим газом, спостерігаються як світні хмари. Вони називаються світлими газовими туманностями. Температура газу в них складає близько 10000 ДО.

Сама помітна туманність розташована в сузір'ї Оріона і називається туманністю Оріона. У сильний чи бінокль невеликий телескоп вона видна як безформна хмарина зі слабким зеленуватим світінням. Ця хмара складається з гарячого ионизованного газу, маса якого оцінюється приблизно в тисячу мас Сонця.

Атомарний газ. Основна маса міжзоряного газу в диску Галактики вилучена від гарячих зірок і тому не ионизована і не випромінює світло. Але такий «невидимий» газ усе-таки можна спостерігати радіоастрономічними методами. Було доведено (спочатку теоретично, а потім підтверджене спостереженнями), що атоми водню, що входять до складу міжзоряного газу, випромінюють радіохвилі з довжиною хвилі 0,21 м (з частотою 1420 Мгц).

Радіовипромінювання нейтрального міжзоряного водню було виявлено в 1951 р. Численні виміри його інтенсивності дозволили установити загальну масу газу в Галактиці.

Атомарний газ розподілений у просторі неоднородно. Він утворить хмари, між якими газ більш розріджений. Типові розміри хмар досягають декількох десятків світлового років, а середня концентрація часток у них — кілька атомів у 1 див3.

Молекулярний газ. Радіоспостереження знайшли в міжзоряному просторі в тисячі разів більш щільні хмари, що складаються з дуже холодного газу, температура якого не перевищує 20—30 ДО. Через низьку температуру і підвищену щільність водень і інші елементи в цих хмарах об'єднані в молекули. Тому їх називають молекулярними. В основному вони складаються з молекул H2. Молекули водню, на відміну від, атомів, не випускають радіовипромінювання. Зате багато інших молекул, що входять до складу хмар, випромінюють радіохвилі на визначених частотах. По радіовипромінюванню в молекулярних хмарах було знайдено кілька десятків молекулярних з'єднань, наприклад З, З2, H2O, NН3. Маються і більш складні молекули — формальдегіду, етилового і метилового спирту й ін. Молекули можуть виникати й існувати тільки в найбільш щільних газових хмарах. У розрідженому міжзоряному середовищі під дією ультрафіолетового випромінювання зірок вони швидко розпадаються. Маса багатьох молекулярних хмар перевищує 100 тис. мас Сонця. Це самі масивні утворення в диску Галактики.

Думають, що в молекулярних хмарах відбувається зародження зірок з газу. Існує і зворотний процес — у міжзоряне середовище безупинно надходить газ, «скида» зірками. Ми вже знаємо, що зірки, що спалахують як нові і сверхновые, утрачають частину своєї маси. Але й у звичайних зірок, таких, як Сонце, на визначеному етапі еволюції (після перетворення в червоного гіганта) відбувається відділення газової оболонки, що, повільно розширюючи, іде в міжзоряний простір. Такі оболонки, що розширюються, відомі в сотень зірок. Вони називаються планетарними туманностями (мал. 6). У центрі планетарної туманності завжди спостерігається зірка. Причина світіння цих об'єктів та ж, що й у світлих газових туманностей,— ионизующее ультрафіолетове випромінювання гарячої зірки.

2. Міжзоряний пил. У середині минулого століття відомий російський астроном В. Я. Струве обґрунтував припущення, що міжзоряний простір не абсолютне прозоро; світло в ньому може поглинатися і розсіюватися, унаслідок чого далекі зірки виглядають слабкіше, ніж можна екати. Газ практично не поглинає видимого випромінювання. Тому, крім газу, міжзоряне середовище повинне містити пил.

Остаточне існування поглинання світла в міжзоряному середовищі було доведено в 30-х роках нашого століття. У випадку порівняно близьких зірок поглинання майже непомітне:

щоб світловий потік був ослаблений міжзоряним середовищем усього лише на один відсоток, світла потрібно пройти відстань у кілька десятків світлового років. Але якщо відстань до зірок виміряється тисячами світлового років, те міжзоряне середовище послабляє прихожий від них світло і кілька разів.

Міжзоряне середовище не тільки послабляє світло далеких зірок, але ще і викликає зміна їхнього кольору. Зірки, світло яких випробував сильне ослаблення, здаються нам більш червоними. Це відбувається тому, що промені червоного світла менше поглинаються і розсіюються міжзоряними порошинами, чим сині. Вимірюючи ослаблення світла зірок на різних довжинах хвиль, можна судити про властивості міжзоряного пилу. З'ясувалося, що міжзоряні порошини дуже дрібні — розміром близько 0,5 мкм. Вони складаються в основному з вуглецю, кремнію і «намерзлих» на них молекул міжзоряного газу.

У міжзоряному просторі пил скрізь супроводжує газу. На її частку приходиться близько 1% від маси газу. Тому концентрація пилу завжди вище, а прозорість середовища нижче там, де багато газу. Це добре видно на прикладі молекулярних хмар — самих щільних газових хмар у міжзоряному середовищі. Через присутню в них пилу вони практично непрозорі і виглядають на небі як темні області, майже позбавлені зірок. Рідкі зірочки, що просвічують крізь їх менш щільні частини, здаються сильно почервонілими. Газопылевые утворення, що через низьку прозорість виглядають як темні області, називаються темними туманностями

(мал. 7).

У ясну ніч, спостерігаючи Млечный Шлях навіть неозброєним оком, можна помітити, що він має нерівні обриси, а в сузір'ї Лебедя навіть розділяється на два паралельно йдуть рукава. Це наочний результат проекції на Млечный Шлях темних туманностей, більшість яких знаходиться поблизу площини Галактики.

Походження пилу не цілком ще ясно. Теоретичні розрахунки і спостереження показали, що порошини можуть конденсуватися в атмосферах холодних зірок, відкіля тиск випромінювання повинен виштовхувати їх у міжзоряний простір.

3. Космічні промені і міжзоряне магнітне поле. Крім вирядженого газу і пилу, у міжзоряному просторі з величезною швидкістю, близької до швидкості світла (300 000 км/с),