L'astrophysicien a pour laboratoire l'Univers, mais à la grande différence de la plupart de ses collègues physiciens, il ne peut réaliser d'expérience in situ, sauf pour quelques planètes du système solaire. Toute notre information sur la structure de l'Univers provient donc essentiellement de l'analyse du rayonnement électromagnétique (nous ne parlerons pas ici de l'observation des rayons cosmiques).

La figure 1 représente l'atténuation de ce rayonnement par l'atmosphère terrestre en fonction de la longueur d'onde.

La courbe tracée représente les altitudes, en fonction de la longueur d'onde, où le rayonnement est atténué de 99% par l'atmosphère. La coupure vers l = 15 m est due à l'ionosphère qui réfléchit les ondes radio, les empêchant de pénétrer dans l'atmosphère terrestre. La longueur d'onde à laquelle se produit cette coupure, peut varier légèrement en fonction des conditions météorologiques et de l'activité solaire qui modifie l'ionisation des couches extérieures de l'atmosphère. A la vue de la très faible étendue du domaine visible qui a été le seul exploré jusque vers 1948, on ne peut qu'être étonné par la quantité d'informations qui a pu être obtenue par l'analyse de ce rayonnement. Mais évidemment l'image que nous nous faisions ainsi de l'Univers était très fragmentaire.
Il semblait peuplé d'objets isolés se déplaçant dans un milieu essentiellement vide ; la radioastronomie nous révéla à partir de 1945 comment cet espace était en réalité peuplé de gaz dilué, de particules rapides. Aujourd'hui, grâce aux véhicules spatiaux, la totalité du spectre électromagnétique nous est accessible, mais nous ne sommes pas, pour autant, libéré de tout effet d'absorption.

Le milieu interstellaire n'est pas vide, et ce gaz, même s'il est très dilué finit par provoquer une absorption notable car les objets observés sont situés à de grandes distances.

La figure 2 représente l'absorption provoquée par le gaz présent dans le milieu interstellaire. En abscisse figurent les longueurs d'onde et en ordonnée, la quantité de matière interstellaire présente sur la ligne de visée (distance en a.l. x densité de matière interstellaire) en supposant ce milieu homogène. On a représenté les positions de la nébuleuse du Crabe et du Centre galactique sur ce schéma. Le gaz interstellaire est composé à 80% d'hydrogène neutre qui est transparent pour les ondes électromagnétiques, du domaine radio à l'ultraviolet. Mais la situation change radicalement à 912 . En effet, les photons d'énergie 13,6 électron-volt (hn = 13,6 e.v. ,soit l = 912 ) sont alors très facilement absorbés par l'hydrogène interstellaire car ils ont l'énergie requise pour ioniser l'atome d'hydrogène. A la longueur d'onde 912 , il est donc impossible d'observer l'Univers, sauf quelques objets extrêmement proches.

Au delà de cette longueur d'onde, alors que nous entrons dans le domaine des photons de haute énergie, le milieu interstellaire redevient peu à peu transparent car la probabilité de capture d'un de ces photons par un atome d'hydrogène, pour s'ioniser, diminue alors que l'énergie du photon croît. Mais il y a également d'autres atomes dans le gaz interstellaire, spécialement l'hélium, qui provoque également une absorption, due à son ionisation, pour les photons d'énergie 24,6 e.v. (soit l = 505 ), mais l'hélium ne rend pas opaque, à cette longueur d'onde, le milieu interstellaire, car son abondance est beaucoup moins grande que celle de l'hydrogène.

La figure 2 nous montre donc comment l'exploration de régions de plus en plus lointaines devient possible alors qu'on observe des photons de plus en plus énergétiques. Pour des énergies de plusieurs millions d'électrons-volts (i.e. de longueur d'onde inférieure à quelques angströms) le milieu interstellaire redevient transparent et permet à nouveau l'exploration des régions lointaines de la Galaxie.

Mais le milieu interstellaire contient également des poussières dont l'absorption est sensible essentiellement du domaine de l'Infrarouge à environ 1000 .