El hidrógeno es, con diferencia, el elemento químico más abundante del Universo. Creado durante los procesos que sucedieron al Big Bang, particularmente durante la recombinación de los núcleos atómicos (protones en su mayoría) con los electrones unos 380 mil años después del inicio del Cosmos, el hidrógeno es el «padre» del que provienen el resto de elementos químicos (por fusión nuclear dentro de las estrellas, o por la acción de las explosiones de supernova). Desgraciadamente los telescopios convencionales no pueden detectar el hidrógeno neutro y frío. Los átomos de hidrógeno sólo pueden emitir luz en los colores «visibles» cuando son excitados por radiación energética (como luz ultravioleta emitida por estrellas masivas). Es así como «vemos» las nebulosas difusas de emisión, nubes gigantescas constituidas sobre todo de hidrógeno, como la Gran Nebulosa de Orión. El color rojizo que típicamente domina estas nubes de gas proviene de la emisión del hidrógeno ionizado (línea H-alpha). Este tipo de excitación del hidrógeno no ocurre en las frías profundidades del espacio.

Sin embargo, el hidrógeno neutro sí emite cierto tipo de luz. Esta radiación no ocurre en los «colores» que nosotros vemos sino en ondas de radio. La energía del átomo de hidrógeno, que consta de un protón y un electrón, es ligeramente diferente dependiendo de si el espín (análogo al «giro») del protón y del electrón están en la misma dirección (un poco más de energía) que en direcciones opuestas (un poco menos de energía). Un átomo de hidrógeno en el que el protón y el electrón tengan sus espines paralelos puede emitir un fotón (liberar energía) para pasar al estado en el que ambos espines apuntan en direcciones opuestas. La energía liberada se observa como emisión de radio a longitudes de onda de 21 cm.

Las primeras observaciones en radio a 21 cm a mitad del siglo XX para buscar el gas difuso permitieron «ver» la Vía Láctea en su totalidad, encontrándose que tiene una estructura espiral. A finales del año pasado la colaboración HI4PI, que usa datos obtenidos por dos de los radiotelescopios más potentes de la Tierra: el radiotelescopio Effelsberg (Alemania), de 100 metros de tamaño, y el famoso radiotelescopio de Parkes, The Dish, (Australia), de 64 metros de tamaño, proporcionó el mapa más detallado del gas difuso de la Vía Láctea.

En esta proyección de todo el cielo, el plano de la Vía Láctea se encuentra en el ecuador, mientras que el centro de nuestra Galaxia corresponde al amasijo de gas brillante hacia la derecha. Esta imagen no sólo muestra la distribución de gas difuso (muy asimétrica) sino que codifica en colores la velocidad a la que se mueve dicho gas. Colores azules indican gas que se acerca al observador, mientras que los colores verdosos corresponden a gas que se aleja. Así se puede apreciar la misma rotación de la Vía Láctea, pero aparecen estructuras más complicadas: filamentos, burbujas, grumos, huecos, capas de gas, que narran la dinámica evolución de nuestra Galaxia. Muchos de los huecos corresponden a zonas liberadas de gas por explosiones de supernova.

(*) El autor es astrofísico cordobés en Australian Astronomical Observatory y miembro de la Agrupación Astronómica de Córdoba.