Существование газа в пространстве между звездами впервые было обнаружено по присутствию вспектрах звезд линий поглощения, вызываемых межзвездным кальцием и межзвездным натрием. Эти линии образуют­ся не в атмосферах самих звезд так как они одинаковы для всех звезд, в то время как другие линии могут быть интенсивны, слабы или вовсе отсутствовать в зависимо­сти от температуры поверхности звезды. Кроме того, лу­чевая скорость, определенная по линиям межзвездного кальция и натрия, существенно отлична от лучевой ско­рости, согласованно получаемой по линиям спектра, при­надлежащим самой звезде. Это и понятно, потому что межзвездные кальций и натрий заполняют все пространст­во между наблюдателем и звездой и со звездой непосред­ственно не связаны.

После кальция и натрия было установлено присутст­вие кислорода, калия, титана и других элементов, а так­же некоторых молекулярных соединений: циана Сг^, уг­леводорода» СН и других.

Плотность межзвездного газа можно определить по интенсивности его линий. Как и следовало ожидать, она оказалась очень малой. Плотность межзвездного натрия, например, близ плоскости Галактики, т. е. там, где он наиболее плотен, соответствует одному атому на 10000 см3 пространства. Напомним, для сравнения, что в обычных земных условиях в 1 см3 воздуха содержится 2,7 • 1019 молекул.

Долгое время не удавалось обнаружить межзвездный водород, хотя в звездах он самый обильный газ. Это объ­ясняется особенностями физического строения атома во­дорода и характером поля излучения в Галактике.

В межзвездном пространстве не только очень, мала плотность вещества, но и ввиду огромных расстояний между звездами чрезвычайно низка плотность излучения. В подавляющем большинстве мест Галактики плотность излучения такая же, какой она была бы у нас на Зем­ле, если убрать Солнце, Луну, планеты, все земные ис­точники света и оставить сиять одни звезды.

В таких условиях атомам межзвездного газа очень редко удаётся наткнуться на световой квант и поглотить его. Но время от времени это все же происходит. Если энергия кванта была велика, атом ионизуется, теряет электрон и в этом состоянии находится долго, так как плотность материи очень мала, в том числе очень мало вокруг свободных электронов, с одним из которых можно было бы вновь составить нейтральный атом.

Если поглощённый квант имел небольшую энергию, атом не ионизуется, а возбуждается, электрон не отрывается, но переходит на другую орбиту. В возбужденном состоянии атом может оставаться лишь ничтожную долю секунды. Он возвращается в обычное, как говорят, в основное состояние, излучив квант той самой частоты, какую поглотил.

Поэтому практически все атомы межзвездного газа находятся либо в основном нейтральном, невозбужденном состоянии, либо в ионизованном состоянии. Число атомов, находящихся в какой-нибудь момент в возбужденном состоянии, совершенно ничтожно.

Атомы нейтрального водорода, чтобы перейти в воз­бужденное состояние, поглощают квант весьма высокой частоты. При этом образуется линия поглощения. Но эта линия лежит в далекой ультрафиолетовой части спект­ра, той части спектра, которая при обычных наблюдениях вовсе не получается в спектрах звезд, так как далекое ультрафиолетовое излучение полностью поглощается ат­мосферой Земли. Лишь в наши дни, используя спутники и высотные ракеты для внеатмосферных наблюдений, можно поставить задачу выявления линий поглощения нейтрального водорода. И это уже сделано для спектра Солнца.

Ионизованный водород вовсе неспособен поглощать излучение, так как ион водорода состоит из одного про­тона без электронов. А возбужденных атомов нейтраль­ного водорода в межзвездном пространстве чрезвычайно мало. Именно возбужденные атомы водорода создают ли­ний поглощения водорода в атмосферах звезд. Чтобы пе­рейти в еще более высокое возбужденное состояние, уже возбужденный атом водорода поглощает квант не очень высокой энергии, с частотой, соответствующей видимой области спектра, где и образуются линии, поглощения. В атмосферах звезд возбужденных атомов много так как там очень высока плотность излучения. Вот почему в ат­мосферах звезд водород дает четко наблюдаемые линии, а межзвездный водород оказался таким трудноуловимым.

Но все-таки его удалось обнаружить, однако не по линиям поглощения, а по светлым (эмиссионным) линиям.

Если спектрограф наведен на лишенный звезд участок неба, в поле зрения попадет только толща межзвездной материи. Находящиеся в ней ионы водорода, встре­чаюсь со свободными электронами и, объединяясь с ними, должны в момент соединения излучать такой квант света, какой нужно было поглотить при ионизации. Часто в следующее после объединения мгновение атом оказы­вается в высоком возбужденном состоянии, после чего он не обязательно сразу переходит в основное невозбужден­ное состояние, а может спускаться к нему каскадом, из­лучая несколько квантов, в том числе и кванты в види­мой части спектра. В спектре неба на темном фоне по­явятся эмиссионные линии водорода. Именно таким путем был непосредственно обнаружен межзвездный водород.

Измерение интенсивности его линий подтвердило, что и в пространствах между звездами водород самый обильный газ, число его атомов приблизительно в тысячу раз
превосходит число атомов всех остальных элементов, вместе взятых.     ,

Близ плоскости Галактики один атом водорода прихо­дится «на 2—3 см3 пространства. Это значит, что плот­ность всей газовой материи около плоскости Галактики составляет 5—8 • 10~25 г/см3, масса газа других элементов ничтожно мала. О чрезвычайно малой плотности меж­звездного газа можно составить представление с помощью такого подсчета: обыкновенный выдох, совершаемый чело­веком, способен создать в кубе с ребром в 400 км плот­ность газа, равную плотности межзвёздного газа.

Распределен межзвездный газ неравномерно, места­ми образуя облака с плотностью в десятки раз выше средней, а местами создавая разрежения. При удалении от плоскости Галактики средняя плотность межзвездно­го газа быстро падает. Общая его масса в Галактике со­ставляет 0,01—-0,02 общей массы всех звезд.

Звезды — горячие гиганты, излучающие большое ко­личество ультрафиолетовых квантов, ионизуют весь меж­звездный водород в значительной области вокруг себя. Размер зоны ионизации в очень большой степени зави­сит от температуры и светимости звезды. Расчет пока­зывает, что при плотностях межзвездного водорода 2—0,5 атома, а 1 см3 около звезды спектрального класса О весь водород ионизован внутри сферы с радиусом 30—100 пс, Около звезды В1 радиус зоны ионизации составляет 10-— 30 пс, около звезды В2 — 4—12 пс и т. д. Радиус зоны ионизации очень быстро уменьшается по мере перехода  более поздним спектральным классам и уже для звезд АО он составляет малую долю парсека. Вне зон иониза­ции почти весь водород находится в нейтральном со­стоянии.

Таким образом, все пространство Галактики можно разделить на зоны, где водород не ионизован (эти зоны принято называть зонами НI), и зоны ионизованного водорода (зоны НИ). Как показал теоретически датский астроном Стремгрен, границы между зонами НI и НИ всегда резкие, постепенного перехода от области, где во­дород практически весь ионизован, к области, где он весь нейтрален, нет.

В тех случаях, когда звезды — горячие гиганты рас­положены сравнительно близко друг к другу, зоны НИ около этих звезд сливаются в одну общую зону ионизо­ванного водорода,

Зоны НИ излучают, как мы поясняли выше, эмисси­онные линии водорода, образующиеся при переходах ато­ма после соединения иона со свободным электроном из высоких возбужденных состояний в более низкие. Наи­более интенсивной из наблюдаемых линий при этом оказывается линия На с длиной волны 6563 А, возникающая при переходе атома из второго возбужденного состояния в первое возбужденное состояние. Эта линия располо­жена в красной части спектра. Поэтому для выявления областей ионизованного водорода фотографируют участ­ки неба с помощью фильтров, пропускающих излучение

только в узкой части спектра около области 6563 А, т. е. вблизи места нахождения линии На. На таких фотогра­фиях относительная яркость зоны НII, интенсивно излу­чающей линию На, в сравнении с другими объектами значительно повышается и ее можно выделить.

Общий объем областей Н II в Галактике приблизитель­но в 10 раз меньше объема областей нейтрального водорода.

Около трех десятков лет назад было сделано еще од­но крупное открытие, связанное с межзвездным газом. Оказалось, что нейтральный водород излучает эмиссион­ную линию с длиной волны 21 см. Это низкочастотное излучение, находящееся в диапазоне радиоволн, вызыва­ется тем, что невозбужденный нейтральный водород мо­жет находиться в двух энергетически близких состояни­ях, отличающихся друг от друга совпадением или несов­падением ориентации магнитных полей протона и элек­трона, образующих ядро атома водорода. Переходы с бо­лее высокого из этих уровней (когда магнитные моменты антипараллельны) на другой (когда магнитные моменты параллельны), время от времени происходящие то с од­ним атомом, то с другим, сопровождаются излучением квантов с длиной волны «21 см. Хотя каждый атом излу­чает такой квант очень редко, большое число нейтраль­ных атомов водорода, всегда находящихся на луче зре­ния (особенно большое при наблюдении в направлениях, близких к галактическому экватору), обеспечивает до­статочную интенсивность линии, чтобы можно было ее наблюдать с радиотелескопами умеренных размеров.