問題中的幾千、幾萬光年，翻譯成天文學常用單位，就是幾個到幾十個kpc（千秒差距，1秒差距=3.26光年），這正是典型的銀河系內天體的距離（我們的銀河系直徑是30個kpc）。
是不是真的沒被擋住呢？來看一張圖：
紅方塊是觀測到的銀河系內的電離氫區（HII區）的位置，這些電離氫區就是我們通常見到的紅色的發射星雲，通常存在於熾熱的大質量的年輕恆星周圍。灰色的示意旋臂，紅色橢圓示意銀河系中心的棒和偽核球。中上方的黑點表示太陽（我們）所處的位置。
可以明顯的看到，在太陽附近各個方向上，以及從太陽往銀河系中心方向看過去，在銀心前面，還是能看到很多HII區的；但是過了銀心，在偽核球後面，明顯的能看到一個“盲區”，即因為銀心的棒與偽核球的遮擋，銀心背後有什麼東西我們是幾乎看不到的。
銀心中的什麼東西擋住了後面的光呢？再看一張圖：
這是2MASS專案拍的銀河系近紅外影像，中間帶狀的就是我們銀河系的銀盤，正中央明亮的就是銀河系的偽核球。圖中白色的這些光點就是恆星，在銀盤以外多數地方恆星相當稀疏，只有銀盤上尤其是中央的偽核球，因為恆星特別密集而成了白色的一片。白底上襯托出的棕紅色暗帶是因為星際塵埃的吸收造成的。
因此可見，首先，在銀盤上有不少塵埃，這些塵埃雖然空間密度也並不高，但是足以遮擋不少背後的星光。其次，在恆星特別密集的地方，要想觀測背景的其他天體，是確實會受到干擾的。所以做河外天體的天文學家在選擇觀測目標時，會盡可能避開離銀道面近的天區。
下圖是IRAS（也即“紅外天文衛星”）的100微米影象，體現銀河系中塵埃的分佈：
可以看到，中間一條亮粗線，也就是銀盤上，塵埃非常密集，而除此之外，全天各個方向也都或多或少有塵埃分佈，這些塵埃都會影響我們對塵埃後面天體的顏色和亮度的判斷。不過在塵埃沒有過分厚重的區域，我們可以透過對塵埃多少的估計來修正這些影響，所以對這些塵埃較少的區域，總的來說我們還是可以無礙的觀測後面的天體。
放大看一小塊摻雜著濃重塵埃的氣體雲，可以是這樣：
（哈勃望遠鏡拍的馬頭星雲區域性，439nm+555nm+656nm+814nm四個波段合成。因為包含了一個近紅外波段，雲後面的恆星還多少露了一些出來。如果是完全可見光幾個波段合成的話，看到的會更少。）
在銀心附近，由於恆星特別、特別、特別密集，如果採用的觀測儀器的解析度不是很高的話，很容易的，恆星之間的光就會混疊在一起了——恆星基本可視為是點狀的，但在望遠鏡有限的解析度限制下，會成一小圓面，或者說，成二維高斯輪廓。這種情況下，不要說穿透這一大坨恆星看到後面的天體，就是連分辨和測量清楚這一大坨恆星每一顆有多亮都成了問題。類似這種：
銀心附近離銀道面2.6°的一個天區，除了能看到小塊塵埃強烈消光的暗雲，就是密密麻麻的恆星。之所以在佐證“銀心恆星密集”時沒用給出嚴格的銀心處影象，因為那裡塵埃太多，稍微遠一點的星都擋掉了，以至於看起來似乎並不密集：
這兩張圖與文末的兩張圖對比，你就能發現，由於濃密塵埃的影響，這兩張圖上能看到的這些恆星也都普遍偏紅，就像夕陽一樣。
在銀盤上除了銀心的其他地方，整體來說恆星之間相互遮擋的機率很低。但是因為銀河系中的恆星在持續的按照各自軌道運動，有一定機率在運動的過程中，某個方向上的一顆恆星就被另一顆短暫的“遮擋”住了（準確的說不一定是遮擋，只要在天球上的位置足夠接近就可以，這個機率在銀盤上是數百萬分之一，在銀盤外還要低的多）。這個現象可以透過所謂微引力透鏡效應探測到。當這種微引力透鏡事件發生時，我們會觀測到背景星的亮度有提升再下降的變化。
如果前景星（遮擋了其他星的這一顆）還帶有行星系統，則行星系統也會對背景星造成一個更弱的微引力透鏡效應（上圖中右肩上的小突起），利用這個效應我們可以發現系外行星系統。這種發現地外行星的方法是由現在國家天文臺工作的毛淑德研究員提出的。
總結：
星際塵埃比恆星更容易遮擋背景的天體，因為星際塵埃是面狀的，不均勻的彌散在四面八方，遮擋背景天體的機率高，其中銀盤上的塵埃尤其豐富，在塵埃較少的地方可以透過對塵埃消光的估計來修正其影響。
點狀的恆星相互重疊的機率很小，但有限解析度下，恆星模糊成小圓面，在銀盤上尤其是銀河系的偽核球中，就有較大機會互相重疊，以及遮擋背景天體；在銀盤上遠離偽核球的地方，以及銀盤以外，恆星較為稀疏，遮擋的情況很少。因偶發的天體交疊產生的光變現象還為天文學家提供了特殊的探測工具。
後記：其實有些答非所問，沒有回答為什麼多數天區的遙遠天體沒有被遮擋，而只著重說了那些引起遮擋的例子，希望不要產生誤導——其實銀河系除了銀盤尤其是銀心以外，還是蠻空曠的。例如一個典型的高銀緯（遠離銀盤，此圖為銀緯60°）的方向的天空長這樣：
塵埃也少，恆星也少，偶爾有幾個遙遠的星系，互不干擾，直視無礙。
即使是銀盤上，在反銀心方向，恆星也還算稀疏：
（以上帶網格的幾幅圖都是用銀道座標系。）
所以要回答問題，簡單說來就是，因為銀河系中大多數塵埃、氣體、恆星都集中地分佈在銀盤尤其是銀心方向上，所以銀盤尤其銀心附近會有嚴重的遮擋，而離銀盤遠一點的方向就沒什麼遮擋。
- 以上簡單說了銀河系之內最主要的幾種情況。其實普遍的討論遮擋這個事情，按照天體是點狀還是面狀，大略可以把遮擋分為點擋點、面擋點、點擋面、面擋面幾種情況：
1、如果目標源是點源，那麼對於
a. 同為點源的前景星：同樣，遮擋的機率極低，要擋上也是求之不得的微引力透鏡事件；
b. 作為面源的前景：
-前景塵埃：需要透過消光及紅化改正來修正其影響
-前景氣體：天文研究中經常利用背景的類星體作為“連續譜源”，觀測前景氣體在這個背景源的連續譜上的吸收線，來測量前景氣體的溫度、紅移等性質。
2、如果目標源是面源，那麼對於
a. 作為點源的前景星：可以透過星點輪廓（PSF，點擴散函式）擬合的方法把星點去除，或者前景不多的話，乾脆直接挖掉。
b. 作為面源的前景：
-光譜觀測：有了速度維的資訊，很多時候可以透過速度維上區分出不同距離上的不同成分，從而區分開同一視線方向的天體。
-測光觀測：兩個面源疊在一起是很難辦的，一定要除的話，比如宇宙微波背景輻射的觀測中要去除整個銀河系這個大前景源，就需要用一些方法建立前景源的模型，然後予以扣除。這樣簡單的列舉很難面面俱到，邏輯也不完整，見諒。
