Environ 99% du milieu interstellaire est à l’état gazeux, l’hydrogène constituant 90% des atomes. Environ la moitié de ce gaz est liée à des nuages de gaz interstellaires qui ont des propriétés différentes selon la température du gaz.
Crédit : AAO/ROE
Dans les régions les plus froides et les plus denses du milieu interstellaire, nous trouvons des nuages dont le cœur contient des gaz moléculaires, principalement de l’hydrogène moléculaire (H2). Les gaz moléculaires ne peuvent être trouvés que dans ces conditions car très peu d’énergie est nécessaire pour briser les molécules. Une petite augmentation de la température du gaz du nuage entraîne la dissociation des molécules, tout comme la lumière des étoiles si elle est capable de pénétrer assez profondément dans le nuage pour être absorbée par les molécules. Ces nuages moléculaires ont des températures de seulement 10 kelvins environ et présentent une forte concentration de grains de poussière pour protéger les gaz moléculaires en leur centre des photons entrants.
Si le nuage de gaz n’est pas tout à fait froid ou assez dense pour que les molécules d’hydrogène puissent survivre, on se retrouve avec un nuage d’atomes d’hydrogène neutres. Ces nuages ont tendance à avoir des températures d’environ 100 kelvins et sont communément appelés nuages HI, car les astronomes désignent souvent l’hydrogène neutre par HI (prononcé H-one).
Occasionnellement, on trouve des nuages de gaz à proximité d’une étoile très chaude qui chauffe le gaz à environ 10 000 kelvins. Le rayonnement de l’étoile ionise également l’hydrogène qui émet plus tard de la lumière à une longueur d’onde de 656,3 nm lorsqu’il recapture un électron et retourne à son état d’énergie le plus bas. Ces nuages de gaz donnent lieu à l’une des formes les plus courantes de nébuleuses d’émission et sont généralement appelés régions HII, suivant là encore la convention de dénomination utilisée par les astronomes pour l’hydrogène ionisé (HII, prononcé H-deux).
.