Tähtienvälinen väliaine on nimi, jonka tutkijat antavat galaksin tähtien välistä erittäin hajaantuneelle kaasulle ja pölylle. Seoksesta 99% on kaasua ja 1% pölyä. Kaasusta 90% on vetyä ja 10% heliumia. Tähtienvälisen väliaineen tiheys vaihtelee sen mukaan, missä olet ja missä galaksissa, mutta se vaihtelee muutamasta tuhannesta muutamaan sataan miljoonaan hiukkasten kuutiometriin, ja Linnunradan keskiarvo on noin miljoona hiukkasta kuutiometriä kohti. Vertaa tätä galaksienväliseen väliaineeseen, jossa on vain 100-1000 hiukkasia kuutiometriä kohti, tai maailmankaikkeuden keskimääräiseen tiheyteen, joka sisältää lukuisia massiivisia tyhjiöitä, jolloin se laskee vain yhteen hiukkasen kuutiometriä kohti.
Astrofyysikot ovat erittäin kiinnostuneita tähtienvälisen väliaineen tarkista ominaisuuksista, koska se vaikuttaa voimakkaasti tähtien muodostumisprosessiin. Tiheämmät alueet tiivistyvät todennäköisemmin tähdiksi. Hyvin vanhoilla galakseilla, kuten sellaisilla, jotka käyttävät kvasareja, uskotaan olevan suurempi keskimääräinen tiheys kuin nykypäivän galakseilla, jotka ovat koonneet tähdiksi ja planeetoiksi. Aggregaatio jatkuu aina tähtienvälisen välineen kaikilla asteikoilla, kun uusia tähtiä syntyy ja kuolee pilvissä, joita kutsutaan sumuksi. Hubble -avaruusteleskoopin laukaisu paransi suuresti tietämystämme näistä kehoista ja siitä, miten ne liikkuvat ja ovat vuorovaikutuksessa tähtienvälisen väliaineen kanssa.
Ensimmäinen filosofi, joka tunnusti tähtienvälisen median olemassaolon, oli Francis Bacon, joka kirjoitti siitä vuonna 1626. Francis Bacon on myös saanut alkunsa tieteellisestä menetelmästä. Hän arvasi, että tähtienvälinen väline liikkui tähtien mukana, ja hän oli oikeassa. Tähtienvälisen väliaineen hajahiukkaset liikkuvat lähes miljoona mailia tunnissa galaktisen keskuksen ympäri. Riippuen siitä, kuinka lähellä hiukkaset ovat galaktista keskustaa, niiden kiertäminen galaksin ympärillä kestää muutamasta miljoonasta vuodesta pariin sataan miljoonaan vuoteen.
Tähtienvälinen väliaine on kylmä ja tekee hyvää työtä estääkseen näkyvän valon tiheässä paikassa. Meillä on vaikeuksia nähdä oma galaktinen keskus, koska pöly tekee siitä biljoona kertaa haaleamman kuin se olisi tietyillä aallonpituuksilla. Spektrin infrapuna -osassa säteet pääsevät läpi, joten galaktista keskusta katsovien observatorioiden on luotettava infrapunaan.