• Hidrógeno neutro
• La línea de hidrógeno de 21 cm

La masa de gas interestelar es ciento de veces mayor que la de polvo, pero a pesar de que hay más gas es más difícil observarlo porque no produce excitación general de la luz. En la región visual sólo se puede observar a través de un pequeño número de líneas espectrales. Las líneas más intensas en el visible son las de sodio neutro (Na I) y calcio ionizado (Ca II), en el ultravioleta las líneas son más numerosas siendo la más intensa la de hidrógeno Lyman a (121.6 nm).

Basándose en las líneas interestelares del óptico y ultravioleta se encuentra que muchos átomos están ionizados en el medio interestelar. Esta ionización se debe principalmente a la radiación ultravioleta de las estrellas. Como la densidad de la materia interestelar es muy pequeña, los electrones libres raramente interaccionan con los iones, y el gas permanece ionizado.

Las observaciones ultravioleta suministran un excelente medio para estudiar el hidrógeno neutro. La línea de absorción interestelar más intensa es la Lyman a que corresponde a la transición del nivel fundamental (el estado más bajo de energía) al primer estado excitado del átomo de hidrógeno neutro (HI). Las condiciones en el medio interestelar son tales que la mayoría de los átomos de H I se encuentran en el nivel fundamental, por tanto la Lyman a es una intensa línea de absorción.

Las primeras observaciones de la línea interestelar Lyman a fueron realizadas en 1967 con el satélite OAO 2 que observó 95 estrellas situadas entre 100 y 1000 parsec. De estas observaciones se deduce una densidad media del gas de 0.7 átomos cm^-3.

Recordando que el átomo de hidrógeno está constituido por un electrón que orbita alrededor del núcleo, el cual contiene un protón. El electrón y el protón además están rotando alrededor de su propio eje, es lo que llamamos espín. En el estado fundamental del átomo de hidrógeno neutro hay dos posibles configuraciones del espín. El electrón y el protón pueden rotar en la misma dirección, tienen los espines paralelos, o pueden rotar en direcciones opuesta con sus espines antiparalelos. Esta última configuración tiene una energía menor que el estado de espines paralelos. La diferencia de energía, entre los dos estados posibles del nivel fundamental, corresponde a la frecuencia de 1420.4 MHz. Así la transición entre estos dos niveles de energía da lugar a una línea espectral de longitud de onda 21.049 cm. La existencia de esta línea fue predicha teóricamente en 1944 por H. van de Hulst y observada por primera vez en 1951. Su observación y análisis suministran una excelente información sobre las propiedades del medio interestelar. Por medio de ésta línea también se puede estudiar la estructura espiral y la rotación de nuestra Galaxia y de otras galaxias. Normalmente la línea de 21 cm aparece en emisión y debido a la gran abundancia de H I se puede observar en todas las direcciones ya que la temperatura de excitación de esta línea es 125 K, del mismo orden que la temperatura (cinética) de los átomos de HI. En consecuencia las colisiones atómicas en el medio interestelar son lo suficientemente energéticas para excitar al HI al estado más alto de energía del nivel fundamental, que después de un cierto tiempo decaerá al nivel más bajo de energía. En nuestra Galaxia el hidrógeno interestelar está concentrado en los brazos de espiral, la densidad media es de 10⁶ átomos m^-3 (1 átomo cm^-3) pero la distribución es muy inhomogenea. Típicamente el HI forma regiones más densas, de tamaño de unos pocos parsec, donde la densidad puede ser de 10⁷ - 10⁸ átomos m^-3, estas regiones donde el hidrógeno es predominantemente neutro se conocen como regiones H I. El hidrógeno está concentrado, como el polvo, en el plano del disco galáctico. El espesor de la capa de HI es el doble del espesor del polvo, unos 200 parsec.