Figura 6-1-1: Fotografía de la Nebulosa del Águila.

El espacio comprendido entre las estrellas no está vacío sino que contiene materia bajo la forma de gas y partículas sólidas de constitución variada y muy pequeñas dimensiones que se conocen con el nombre de polvo interestelar. Esta materia está distribuida entre las estrellas en forma de grandes nubes (nebulosas) oscuras y debilita y enrojece la luz de las estrellas que están detrás de ellas, debido a la absorción y difusión de su luz.

La materia situada entre las estrellas se llama el medio interestelar constituido por dos componentes entre mezcladas el polvo y el gas. El gas se compone de átomos, de tamaño medio 10^-10 m (1 Å ), y de moléculas no mayores de 10^-9 m. Es transparente a casi todo tipo de radiaciones, desde el ultravioleta a las radio ondas. A parte de la presencia de numerosas líneas estrechas de absorción atómicas y moleculares, el gas no bloquea mucho la radiación. El polvo es mucho más complejo, constituido por grupos de átomos y moléculas, la luz de las estrellas no puede atravesar las densas acumulaciones de polvo interestelar. Comparando como disminuye la luz de las estrellas en el medio interestelar con la disminución de la luz por la niebla terrestre, se puede deducir el tamaño típico de las partículas de polvo interestelar, llamadas granos o gránulos de polvo, que es del orden de 10^-7 m (0.1 micrómetro). Son, por tanto, comparables al tamaño de la de la longitud de onda de la luz visible

La capacidad de una partícula para dispersar o difundir un haz de luz depende del tamaño de la partícula y de la longitud de onda de la radiación. En general sólo las partículas con diámetros igual o mayores que la longitud de onda pueden influir significativamente en el haz de luz. Como la longitud de onda de las radioondas es mucho mayor que el tamaño de los gránulos de polvo, las regiones de polvo interestelar son completamente transparente a la radiación en radio. Estas regiones son también parcialmente transparentes a la radiación infrarroja. Por el contrario el polvo interestelar es muy efectivo en bloquear la radiación de cortas longitudes de onda: óptica, ultravioleta y rayos X. Esta disminución de la radiación se conoce como extinción interestelar.

Debido a que el medio interestelar sea más opaco a la radiación de longitudes de onda corta, la luz azul disminuye en el espacio por el polvo mucho más eficazmente que la luz roja. En consecuencia, para una misma distancia , el observador recibe menos luz azul que roja y la estrella parece enrojecida, por ello a este efecto también se le llama enrojecimiento interestelar.

La extinción y el enrojecimiento cambian el brillo aparente y el color de las estrellas pero no tienen efectos sobre el tipo espectral. Las líneas de absorción del espectro de las estrellas no están afectadas por el polvo interestelar.

La densidad de este medio es muy baja, muchos ordenes de magnitud menos denso que el mejor vacío que pueda hacerse en un laboratorio terrestre, del orden de 10⁶ átomos por metro cúbico (1 átomo por centímetro cubico), aunque también se pueden encontrar densidades mayores 10⁹ átomos m^-3 (1000 átomos cm^-3) y tan pequeñas como 10⁴ átomos/m³. Pero a pesar de ello y debido a las grandes distancias que atraviesa antes de llegar a nosotros produce efectos importantes en la luz de los astros, la extinción y el enrojecimiento.

La temperatura del gas puede ser cercana al cero absoluto, sin embargo, los valores medios son del orden de 100 K. A estas temperaturas el gas constituido principalmente por hidrógeno, se encuentra en estado neutro. Se ha detectado también la presencia de átomos de calcio, sodio, potasio, magnesio, etc., gracias a su mayor abundancia, así como moléculas complejas. Los espectros emitidos por estas especies químicas se superponen a los de las estrellas, pero pueden identificarse fácilmente debido a su diferente velocidad radial y en consecuencia diferente desplazamiento Doppler de las líneas. La abundancia obtenidas indican que el 90% del gas interestelar es hidrógeno, el 9% helio y un 1% de elementos más pesados. Las abundancias de algunos de estos elementos como el carbono, oxigeno, silicio, hierro y magnesio, son mucho menores que en el sistema solar o en otras estrellas. La explicación más probable de esta deficiencia es que estos elemento forman parte de los granos de polvo y no producen líneas de absorción. Las abundancias de elementos en el medio interestelar, considerando el gas más el polvo, serían entonces normales aunque el gas sea deficiente en elementos pesados.

La composición del polvo interestelar no se conoce también como la del gas, por observaciones infrarrojas hay evidencias de que está constituido por silicatos, grafito e hierro recubiertos de hielo sucio, este último sería una mezcla de hielo con pequeñas cantidades de amoniaco, metano y otros componentes químicos. Esta composición es bastante similar a la de los núcleos de los cometas.

Las partículas de polvo tienen formas alargadas, según podemos deducir de los efectos que ocurren cuando son atravesasadas por la luz de las estrellas, en la que producen no sólo una disminución de la intensidad, sino también su polarización parcial. Como hemos indicado anteriormente, las estrellas no emiten luz intrínsecamente polarizada, de manera que esta propiedad la adquiere durante su recorrido por el medio interestelar

El gas interestelar se estudia principalmente a partir de la línea de hidrógeno neutro que aparece a la longitud de onda de 21 cm y en consecuencia se observa con un radiotelescopio y también a partir de las líneas de absorción de los átomos interestelares más pesados, que aparecen en las regiones visibles y ultravioleta. El hidrógeno se encuentra ionizado en las llamadas nebulosas de emisión, nubes de gas interestelar caliente.

La formación de estrellas y, obviamente, de sus posibles sistemas planetarios, tiene lugar en regiones del medio interestelar con elevadas concentraciones de materia que dan origen a las llamadas nebulosas. Tienen estas, densidades de hasta más de 10¹² atomos m^-3, grandes dimensiones, que superan en algunos casos el parsec, y formas que pueden ser llamativas que las hacen fácilmente identificables (Figura 6-1-1).