星际气体，是分子组成的气体物质。星际气体一般为中性，只有在热巨星和超巨星附近才能电离。在E恒星与恒星之间存在气体的第一个证据，是1904 年德国天文学家哈特曼(Johamnes Hartmann)在猎户座S星的光谱上发现叠加有一条未产生任何移动的钙吸收线,表明钙蒸气不随恒星运动，这种吸收线的气体与恒星毫无关系，而分布在太阳与“敏他卡”恒星间的星际空间。之后，又在星际气体中发现许多其他元素的吸收线。此气体的组成总体类似星族I恒星，主要成分是氢,另有少量元素可能是由超新星爆炸释放的,有些元素似乎很少但在星际尘埃中可以找到。

在宇宙中，当星际气体的密度增加到一定的程度时，由于其内部引力比气体压力增长得要快，这团气体云就开始缩小。这样的倾向一开始，其本身的引力便促使巨量物质的密度同时升高。质量大得惊人的星物质同时变得不稳定起来。这些巨量的星际气体与尘埃物质坍缩得越来越迅猛，部分气体形成了较小的云团，它们的密度也分别增大了。这些较小的云团后来便各自成为一颗恒星。

绝大多数星际气体是以冷分子氢（H2）以及原子氢（H）的形式存在存在。在炽热恒星以及活动星系核附近，氢被电离并发出可见光，被称为电离氢区。

其他已发现的星际分子包括羟基、水、氨、氰化氢、甲醛、甲醇、乙醇等。

H2是一个低效率的辐射体，明亮的、更佳的H2示踪物是一氧化碳分子，其能在毫米波段给出很强的线辐射。CO分子从第一激发态跃迁到基态辐射最为明亮，波长为2.6毫米，频率115兆赫兹。

原子氢通过21厘米辐射可被探测。氢原子的单电子自旋角动量从与质子自旋平行的状态转变为能量较低的反平行状态时，便产生21厘米线辐射。

氢离子本身可发出可见光。