Circa il 99% del mezzo interstellare è allo stato gassoso, con l’idrogeno che costituisce il 90% degli atomi. Circa la metà di questo gas è legato in nubi di gas interstellari che hanno proprietà diverse a seconda della temperatura del gas.
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Nelle regioni più fredde e dense del mezzo interstellare troviamo nubi i cui nuclei contengono gas molecolari, principalmente gas idrogeno molecolare (H2). I gas molecolari si possono trovare solo in queste condizioni perché è necessaria pochissima energia per rompere le molecole. Un piccolo aumento della temperatura del gas della nube causerà la dissociazione delle molecole, così come la luce delle stelle se è in grado di penetrare abbastanza in profondità nella nube per essere assorbita dalle molecole. Queste nubi molecolari hanno temperature di soli 10 Kelvin circa e hanno un’alta concentrazione di grani di polvere per proteggere i gas molecolari al loro centro dai fotoni in arrivo.
Se la nube di gas non è abbastanza fredda o densa da permettere alle molecole di idrogeno di sopravvivere, ci ritroviamo con una nube di atomi di idrogeno neutro. Queste nubi tendono ad avere temperature di circa 100 Kelvin e sono comunemente chiamate nubi HI, poiché gli astronomi si riferiscono spesso all’idrogeno neutro come HI (pronunciato H-one).
Occasionalmente le nubi di gas si trovano vicino a una stella molto calda che riscalda il gas a circa 10.000 Kelvin. La radiazione della stella ionizza anche l’idrogeno che in seguito emette luce alla lunghezza d’onda di 656,3 nm quando ricattura un elettrone e ritorna al suo stato di energia più basso. Queste nubi di gas danno luogo a una delle forme più comuni di nebulose a emissione e sono solitamente indicate come regioni HII, sempre seguendo la convenzione di denominazione che gli astronomi usano per l’idrogeno ionizzato (HII, pronunciato H-due).