Τα αέρια υλικού μεταξύ τα αστέρια, που αποτελούν αρκετές τοις εκατό της μάζας των αστέρων στον Γαλαξία. Είναι το αεροφυλάκιο από την οποία γεννιούνται νέα άστρα στον Γαλαξία, διαστρικό θέμα είναι θεμελιώδους σημασίας για την κατανόηση τόσο οι διεργασίες που οδηγεί στη δημιουργία των αστεριών, συμπεριλαμβανομένου του ηλιακού συστήματος, και τελικά να την προέλευση της ζωής στο σύμπαν.

Μεταξύ τους πολλούς τρόπους που ανιχνεύεται διαστρικό θέμα, ίσως το πιο γνωστό είναι ελκυστική φωτογραφίες του φωτεινό ενημερωμένες εκδόσεις κώδικα του nebulosity εκπομπών-γραμμή ή αντανάκλασης. Ωστόσο, αυτές οι νεφελώματα παρέχουν μια ελλιπής προβολή της μεγάλης κλίμακας κατανομής υλικών, επειδή εξαρτώνται από τη γειτνίαση με ένα ή περισσότερα φωτεινά αστέρια, για τους φωτισμό. Radio παρατηρήσεις του υδρογόνου, κυρίαρχη μορφή διαστρικό θέμα, αποκαλύπτουν ευρείας διανομής σε όλη τη λεπτή δίσκο του γαλαξία, με συγκεντρώσεις σε βραχιόνων. Το δίσκο είναι πολύ λεπτές (κλίμακα ύψος 135 parsecs για το κρύο υλικό, 1-pc είναι ίσο με 3.26 ετών φωτός, 1.92 × 10 ¹³ mi ή 3,09 × 10 ¹³ km) σε σύγκριση με την ακτινική βαθμό (η απόσταση από τον ήλιο στο γαλαξιακό κέντρο σχετικά με 8000 pc, για παράδειγμα).

Η μεικτή, με το αέριο είναι μικρές στερεά σωματίδια, καλείται και σκόνη σπόροι, χαρακτηριστική ακτίνα 0,1 micrometer. Μολονότι κατά μάζα των κόκκων συνιστούν λιγότερο από το 1% του υλικού, έχουν μια έντονη επίδραση μέσω του δευτερολέπτου (απορρόφησης και διασπορά) φως των αστεριών. Striking παραδείγματα σκότισης αυτή είναι το σκοτεινό ρήξεις του γαλαξία, και ο σάκος ανθράκων Νεφέλωμα του Νότιου ουρανού. Κατά μέσο όρο, την πυκνότητα του θέματος είναι μόνο 15 άτομα υδρογόνου ανά κυβικό ίντσα (1 ατόμου υδρογόνου ανά κυβικό εκατοστό, συνολικά, 2 × 10 ⁻²⁴ g · cm ⁻³), αλλά λόγω της μήκη μακρά διαδρομή μέσω της οποίας το υλικό περιλαμβάνεται στο δείγμα, αυτό το μέσο αδύναμη είναι ανιχνεύσιμη. Ραδιόφωνο και οπτικό παρατηρήσεις των άλλων σπειροειδείς γαλαξίες δείχνουν μια παρόμοια διανομή διαστρικό ουσία του γαλαξιακού επιπέδου.