Sobre 99% do meio interestelar está num estado gasoso, com o hidrogénio a representar 90% dos átomos. Cerca de metade deste gás está preso em nuvens de gás interestelares que têm propriedades diferentes dependendo da temperatura do gás.
Credit: AAO/ROE
Nas regiões mais frias e densas do meio interestelar encontramos nuvens cujos núcleos contêm gases moleculares, principalmente hidrogénio molecular (H2) gás. Os gases moleculares só podem ser encontrados nestas condições, uma vez que é necessária muito pouca energia para quebrar as moléculas. Um pequeno aumento na temperatura do gás da nuvem fará com que as moléculas se dissociem, tal como a luz estelar se for capaz de penetrar suficientemente fundo na nuvem para ser absorvida pelas moléculas. Estas nuvens moleculares têm temperaturas de apenas cerca de 10 Kelvin e têm uma alta concentração de grãos de poeira para proteger os gases moleculares no seu centro dos fótons recebidos.
Se a nuvem de gás não for suficientemente fria ou densa para as moléculas de hidrogénio sobreviverem, acabamos por ficar com uma nuvem de átomos de hidrogénio neutros. Estas nuvens tendem a ter temperaturas de cerca de 100 Kelvin e são normalmente chamadas nuvens HI, uma vez que os astrónomos se referem frequentemente ao hidrogénio neutro como HI (pronuncia-se H-one).
Nuvens de gás ocasionais são encontradas perto de uma estrela muito quente que aquece o gás a cerca de 10.000 Kelvin. A radiação da estrela também ioniza o hidrogénio que mais tarde emite luz a um comprimento de onda de 656,3 nm, ao recapturar um electrão e regressar ao seu estado energético mais baixo. Estas nuvens de gás resultam numa das formas mais comuns de nebulosas de emissão e são geralmente referidas como regiões HII, mais uma vez seguindo a convenção de nomenclatura que os astrónomos utilizam para o hidrogénio ionizado (HII, pronuncia-se H-two).