Sol a través del humo de una fogata, verá que parece más rojo de lo normal, ya que la luz azul es absorbida con mayor facilidad por las partículas pequeñas que la luz roja, por lo que es más probable que esta última pase a través del humo. La física de esta absorción selectiva se puede ver reflejada en que una antena no capta de forma eficiente la radiación con longitudes de onda mucho mayores que su largo. En los años sesenta, las antenas aéreas de televisión comenzaron a hacerse más pequeñas al comenzar la transmisión en UHF (a ~0,3 GHz [gigaHertz]) y los teléfonos móviles se redujeron y dejaron de tener antenas visibles cuando el costo de fabricar componentes electrónicos que pudieran procesar la radiación en longitudes de onda de aproximadamente 15 cm se redujo. La gran mayoría de los gránulos de polvo interestelar miden menos de un micrón (10-3 mm), por lo que las ondas con longitudes de onda mayores a un par de micrones no se ven mayormente afectadas por el polvo. De hecho, podemos ver directo en las nubes de polvo interestelar de mayor densidad observando a longitudes de onda de algunos micrones, cuatro veces más grande que la longitud de onda de ~0,5 micrón de la luz visible.
Dado que los granos de polvo absorben la luz azul y ultravioleta de forma efectiva, las estrellas visibles a través de nubes interestelares se ven más rojas que aquellas en que la cantidad de gas es menor. Mediante la comparación de sus colores, podemos determinar el enrojecimiento de la estrella más roja, y, en consecuencia, la cantidad de polvo y gas en la línea de visión hacia ella. Esto fue lo que permitió determinar por primera vez la existencia de gas interestelar.
Polvo regulador
Los gránulos de polvo tienen un rol vital en la regulación de la temperatura, densidad y composición química del gas. Los protones y electrones que se mueven en el espacio interestelar a veces se topan con un gránulo de polvo. La fuerza del impacto genera una oscilación en este, la que provoca que irradie ondas electromagnéticas. De esta manera, parte de la energía cinética de los protones y electrones se convierte en ondas electromagnéticas, las que pueden escapar incluso de una nube densa de gas, esto permite deducir que los gránulos de polvo juegan una gran parte en el enfriamiento del gas interestelar.
Hemos visto que los gránulos de polvo absorben bastante luz de las estrellas, especialmente la azul y ultravioleta. Esto obviamente calienta los gránulos, como cuando alguien toma sol. Dada su masa minúscula, la absorción de un solo fotón puede aumentar la temperatura de un gránulo de forma drástica, por lo que un solo fotón puede agitar violentamente a un gránulo. Cualquier protón o electrón que se adhiera al gránulo después de colisionar con él y antes de que el fotón fuera absorbido se desprende violentamente, algo así como cuando un perro se sacude después de salir del agua. Si los protones y electrones que se desprendieron del gránulo se mueven más rápido que cuando lo impactaron; en términos generales, el gránulo habrá calentado el gas interestelar. Por lo tanto, los gránulos pueden calentar o enfriar el gas interestelar según la intensidad de la luz estelar en el gas.
Si la luz estelar es débil, se pueden acumular varios protones y electrones en un solo grano entre absorciones de fotones. Los protones pueden acercarse lo suficiente mientras se mueven en el gránulo y formar una molécula de hidrógeno molecular (H2). Cuando esto ocurre, se libera energía hacia el gránulo y posteriormente, cuando un fotón calienta el grano, la molécula de H2 puede flotar libremente. De esta manera, el polvo estelar se convierte en el mecanismo principal a través del cual el hidrógeno atómico se vuelve molecular.
Sin embargo, esta no es la única unión que estos gránulos impulsan. El gas interestelar contiene átomos de carbono, nitrógeno, oxígeno y azufre, aunque en cantidades mucho menores que las de hidrógeno y helio, pero no por eso menos significativas. Si en un gránulo hay átomos de carbono y de oxígeno, se puede formar una molécula de monóxido de carbono (CO). En cambio, si contiene un átomo de carbono y uno de nitrógeno, se puede formar una molécula de un gas mucho más nocivo, el ácido cianhídrico (HCN), ya que comúnmente habrá un átomo de hidrógeno cerca que puede unirse al grupo. Es así como el polvo controla la composición química de los gases interestelares.
Emisión mediante gas
Gran parte de lo que sabemos actualmente sobre el gas interestelar se ha aprendido al detectar la radiación de átomos y moléculas interestelares. Los átomos de hidrógeno están formados por un protón y un electrón que lo orbita y emiten una radiación que se puede detectar de dos formas muy diferentes. Uno de los mecanismos involucra el que la radiación modifique el giro del electrón del átomo en relación al del protón: la energía del átomo es ligeramente mayor cuando los giros no están alineados, por lo que un átomo con giro no alineado puede emitir un fotón al modificar el giro del electrón. La longitud de onda de este fotón (21 cm) es tremendamente superior al tamaño del átomo, por lo que se considera que este último es un irradiador extremadamente ineficiente de radiación de onda larga. De hecho, por sí solo, un átomo con giros no alineados probablemente se mantendrá en el mismo estado por más de cien millones de años antes de colapsar a un estado energético más bajo. Afortunadamente, el espacio interestelar puede ser un lugar muy tranquilo y hay una cantidad increíble de átomos de hidrógeno que pueden transicionar, por lo que, si se sintoniza una antena de radio a la frecuencia indicada, se obtiene una fuerte señal que proviene de estos átomos. Frank van der Hulst fue quien predijo la existencia de esta señal mientras estudiaba en Leiden, Países Bajos; ciudad en ese momento ocupada por los nazis. La detección de esta señal, anunciada simultáneamente en 1951 por grupos de Países Bajos, Australia y los Estados Unidos, fue posible gracias a los trabajos relacionados con el radar durante tiempos de guerra.
La identificación de la radiación de 21 cm proveniente del hidrógeno atómico mejoró dramáticamente nuestra comprensión de la Galaxia, ya que por primera vez tuvimos una imagen clara de su rotación. La radiación no respeta el estado de movimiento de los átomos emisores, ya que la frecuencia a la que los átomos irradian se especifica de forma precisa para un observador en reposo en relación al átomo. Si el átomo se mueve en relación al observador, la frecuencia medida cambia: se hace mayor si el átomo se acerca al observador y menor si se aleja (efecto Doppler).
Las moléculas de hidrógeno no interactúan con los fotones que tienen menos energía que un fotón ultravioleta, y los que cumplen dicha condición son escasos, por lo que el H2 es casi invisible. Esto genera un gran problema a los astrónomos, ya que la mitad del gas interestelar en nuestra galaxia está formada por H2, y podríamos decir también que esa mitad es la más importante, ya que es la parte fría y densa que se puede transformar en estrellas y planetas. Afortunadamente el CO permite rastrear el H2. La molécula de CO es un dipolo eléctrico, ya que el átomo de oxígeno (O) toma una buena parte de los electrones, por lo que la parte de carbono de la molécula tiene una carga levemente más positiva, mientras que la parte del oxígeno una más negativa. A menos que la temperatura del gas sea extremadamente baja, las moléculas de CO giran a medida que se mueven y el dipolo eléctrico que gira emite ondas electromagnéticas. Estas ondas son emitidas a frecuencias muy precisas, ya que la mecánica cuántica restringe a valores discretos las tasas de giro: la molécula puede no tener giro (número cuántico j = 0), tener una unidad de giro (j = 1), dos unidades, etc. Además, una molécula solo puede cambiar su tasa de giro en una unidad a la vez, y cuando pasa de estado de giro j a j – 1, emite un fotón que porta una cantidad de energía proporcional a j. Por lo tanto, todas las frecuencias de los fotones emitidos son múltiplos de la frecuencia fundamental asociada con la transición j = 1 → j = 0. Estos fotones fundamentales tienen longitudes de onda de 2,3 mm y dado que la longitud de onda es inversamente proporcional a la frecuencia, la longitud de onda de la transición j → j – 1 es 2,3 / j mm.1
La probabilidad de que una molécula gire a la tasa j depende de la temperatura del gas. Si su temperatura es baja, no hay mucha energía a su alrededor y pocas moléculas giran o se mueven rápido, opuestamente a lo que sucede a temperaturas altas. Por lo tanto, el ratio del número de moléculas en el estado j = 4, por ejemplo, en relación a las que están en estado j = 1 aumenta con la elevación de la temperatura. Ya que la temperatura se eleva, también
