Межзвёздный газ, основной компонент межзвёздной среды, составляющий около 99 % её массы. Межзвёздный газ состоит из нейтральных атомов, молекул, атомарных и молекулярных ионов и свободных электронов. Распространённость химических элементов в межзвёздном газе примерно такая же, как в атмосфере Солнца и других звёзд: около 70 % по массе составляет водород, около 28 % – гелий. На все более тяжёлые элементы приходится не более нескольких процентов массы. Межзвёздный газ имеет очень низкую плотность $\rho\ -$ средняя концентрация частиц $n$ составляет около 1 см^–3 (1 частица в 1 см³), т. е. $\rho\sim10^{-24}\ г/см^3\ -$ и крайне неоднороден по температуре $T$ и плотности. В спиральных и неправильных галактиках основная часть межзвёздного газа сосредоточена в тонком слое (толщиной 150–800 пк) в дисках.

Молекулярное облако Цефей B, расположенное в нашей Галактике на расстоянии около 2400 световых лет от Земли. Облако и его окрестности являются областью звездообразования и содержат множество молодых звёзд (зелёный и фиолетовый цвета). Изображение получено путём комбинации данных инфракрасного космического телескопа «Спитцер» (красный и зелёный цвета) и рентгеновской космической обсерватории «Чандра» (фиолетовый цвет).Молекулярное облако Цефей B, расположенное в нашей Галактике на расстоянии около 2400 световых лет от Земли. Облако и его окрестности являются областью звездообразования и содержат множество молодых звёзд (зелёный и фиолетовый цвета). Изображение получено путём комбинации данных инфракрасного космического телескопа «Спитцер» (красный и зелёный цвета) и рентгеновской космической обсерватории «Чандра» (фиолетовый цвет).Около половины массы межзвёздного газа находится в холодных $(T=10\!-\!30 К)$ плотных $(n=10^3\!-\!10^5\ см^{-3})$ гигантских молекулярных облаках (их размеры составляют десятки парсеков). Внутри них молекулы защищены от разрушающего ультрафиолетового (УФ) излучения звёзд оптически толстым слоем межзвёздной пыли, присутствующей в этих облаках. По радиолиниям молекул и по линиям поглощения в молекулярных облаках найдено более 140 различных молекул, от двухатомных (H₂, CO, OH, CH, CN, C₂ и др.) до 13-атомных, в том числе простейшие органические соединения. Преобладают молекулы водорода H₂. Следующая по распространённости – молекула CO; её концентрация в 10–30 тыс. раз меньше, чем концентрация H₂. В отличие от H₂ молекулы CO имеют в спектре удобные для наблюдений радиолинии 2,6 и 1,3 мм, которые часто используются как индикатор молекул в межзвёздном газе. Молекулярные облака являются источниками гамма-излучения, возникающего при взаимодействии космических лучей с межзвёздным газом.

Диффузная зона ионизованного водорода – туманность NGC 6611 в области звездообразования М16. Видна волокнистая структура межзвёздного газа; небольшие тёмные пятна со светлыми ободками – глобулы. Многочисленные светлые точки – отдельные звёзды. Фото: 90-сантиметровый телескоп Национальной обсерватории Китт-Пик (США).Диффузная зона ионизованного водорода – туманность NGC 6611 в области звездообразования М16. Видна волокнистая структура межзвёздного газа; небольшие тёмные пятна со светлыми ободками – глобулы. Многочисленные светлые точки – отдельные звёзды. Фото: 90-сантиметровый телескоп Национальной обсерватории Китт-Пик (США).В молекулярных облаках рождаются звёзды. Родившиеся массивные яркие горячие звёзды разбрасывают световым давлением остатки межзвёздных газа и пыли, из которых они образовались. В разлетающихся сгустках часто происходит мазерное усиление излучения – возникают космические мазеры. Затем УФ-излучение родившихся звёзд разрушает молекулы, ионизует атомы водорода и других химических элементов, создавая диффузные зоны ионизованного водорода (зоны H II).

Менее плотными $(n\sim10\ см^{-3})$ и более тёплыми $(T=40\!-\!120\ К),$ чем молекулярные облака, являются облака атомарного водорода H I, изучаемые главным образом в радиолинии 21 см и по оптическим и УФ межзвёздным линиям поглощения. Облака H I погружены в тёплые области атомарного водорода $(T\sim10^4\ К,\$ $n\sim0,\!1\ см^{-3}).$ В такой среде находится Солнечная система. Около половины объёма слоя межзвёздного газа в диске Галактики занимает т. н. корональный газ $(T\sim10^6\ К,\$ $n\sim 0,\!01\ см^{-3}).$ Он наблюдается преимущественно по УФ межзвёздным линиям поглощения высокозарядных ионов N V (N⁴⁺) и O VI (O⁵⁺).

Крабовидная туманность – остаток вспышки сверхновой звезды, которая наблюдалась на Земле в 1054. Расположена в созвездии Телец на расстоянии около 6500 световых лет от Земли. В центре туманности находится нейтронная звезда (пульсар), в которую превратилось сжавшееся ядро родительской звезды. Фото: космический телескоп «Хаббл».Крабовидная туманность – остаток вспышки сверхновой звезды, которая наблюдалась на Земле в 1054. Расположена в созвездии Телец на расстоянии около 6500 световых лет от Земли. В центре туманности находится нейтронная звезда (пульсар), в которую превратилось сжавшееся ядро родительской звезды. Фото: космический телескоп «Хаббл».В конце эволюции звёзды выбрасывают часть вещества в межзвёздное пространство, либо взрываясь как сверхновые звёзды [создавая ещё более горячие $(T\sim10^7\ К),$ быстро расширяющиеся сфероидальные туманности – остатки вспышек сверхновых], либо формируя планетарные туманности и туманности, образованные звёздным ветром. Сброшенные звёздами оболочки обогащают межзвёздный газ химическими элементами, синтезированными в результате ядерных реакций внутри звёзд.

Под действием взрывов сверхновых звёзд и звёздного ветра массивных горячих звёзд часть межзвёздного газа поднимается в гало галактики и либо уходит в межгалактическое пространство, пополняя межгалактическую среду, либо падает назад, образуя явление «галактических фонтанов», наблюдаемое, например, в нашей Галактике. Основная часть объёма гало Галактики занята горячим $(T>10^5\ К),$ очень разреженным $(n=10^{-3}\!-\!10^{-4}\ см^{-3}),$ сильно ионизованным межзвёздным газом, в котором наблюдаются облака атомарного водорода, движущиеся преимущественно к галактической плоскости.