Lo studio quantitativo del mezzo interstellare iniziò dopo che la spettrografia rese possibile l'analisi dettagliata della luce proveniente dalle stelle.
Nel 1904 Franz Hartmann suggerì che la riga in assorbimento del calcio ionizzato, visibile nello spettro di alcune stelle brillanti, avesse la sua origine nello spazio interstellare. In seguito si trovò che anche il sodio neutro era un costituente del mezzo interstellare.
Nel 1937 si scoprì che l'idrogeno è l'elemento più abbondante dell'Universo e che perciò doveva costituire la maggior parte del mezzo interstellare. Si riteneva che l'idrogeno fosse presente più come atomo singolo che come molecola biatomica H2. Sempre nel 1937 fu scoperta la prima molecola interstellare, il radicale chimico di carbonio e idrogeno (CH).
Il radicale ionizzato CH+ ed il radicale cianogeno CN furono identificati nel corso dei quattro anni seguenti negli spettri di alcune stelle brillanti di tipo O e di tipo B: spesso si trattava delle stesse stelle davanti alle quali si erano osservate le nubi con righe dovute al calcio ed al sodio.
Fu nel 1951 che la situazione, per quanto riguarda le osservazioni di molecole interstellari, ebbe un impulso con l'avvento della radioastronomia. Uno dei maggiori trionfi di questa tecnica fu infatti la scoperta della riga alla lunghezza d'onda di 21cm (1420 Mhz) dovuta a transizione iperfina dello spin dell'idrogeno atomico. Si comprese in fretta che le osservazioni nel campo radio potevano penetrare completamente attraverso la Galassia, perché le radioonde non sono assorbite in maniera apprezzabile dalle polveri interstellari. Negli anni immediatamente seguenti, la riga dell'idrogeno a 21cm venne usata per studiare il comportamento del gas diffuso nella Galassia e fu possibile tracciarne l'intera struttura a spirale, sfruttando l'effetto Doppler dovuto alla velocità di rotazione delle varie parti. Prima la si era appena intuita attraverso i conteggi stellari ad opera di Herschel.
Da quel momento fu un susseguirsi di scoperte, rese possibili dallo sviluppo strumentale. Nel 1963 fu la volta della scoperta dell'ossidrile OH in emissione in regioni H II. Nel 1968 avvenne la scoperta della prima molecola composta da più di due atomi, avvenuta ad opera di Townes ed altri. Si trattava della molecola dell'ammoniaca NH3, presente in numerose nubi interstellari in direzione del Centro galattico.
Questa scoperta alterò profondamente il concetto di chimica interstellare, per cui il 1968 può dirsi l'anno di nascita dell'astrochimica, nuova branca dell'Astronomia. Fino a quel momento infatti si riteneva che la bassa densità del mezzo interstellare rendesse difficile, se non impossibile, la combinazione di più di due atomi. Si prevedeva di trovare nello spazio interstellare al più molecole biatomiche e che anche queste avessero una vita breve a causa degli effetti distruttivi della radiazione UV e dei raggi cosmici.
A partire da quell'anno fu un susseguirsi di scoperte di molecole sempre più complesse, fino a tredici atomi. Nel 1970 fu la volta della scoperta in nubi interstellari della molecola di H2 e così via, fino ai giorni nostri. In Appendice viene presentato un elenco incompleto di molecole organiche osservate, con l'indicazione dell'anno della scoperta e della banda elettromagnetica nella quale sono eseguite le osservazioni. Sul sito Internet http://www.cv.nrao.edu/~awootten/allmols.html è disponibile, invece, un elenco aggiornato: al 24/1/2001 ne sono riportate 121.
Nel corso di questi anni la Galassia è stata intensamente osservata alle lunghezze d'onda caratteristiche dell'OH, della formaldeide H2CO e dell'ossido di carbonio CO. Le osservazioni hanno mostrato che queste molecole, così come l'idrogeno atomico, sono fortemente concentrate in direzione del piano centrale della Galassia, in uno strato che in prossimità del Sole ha uno spessore di 1000 anni luce. Le molecole sembrano essere distribuite uniformemente nel disco e raggiungono concentrazioni maggiori nelle vicinanze del Centro galattico. La formaldeide e l'ossido di carbonio sono distribuiti allo stesso modo, mentre la maggior parte delle altre molecole interstellari si osserva solo in pochissime regioni, o perché probabilmente assenti o perché si trovano in uno stato non eccitato, per cui non emettono né assorbono segnali misurabili.
Un grande "serbatoio" di molecole è anche costituito dalla Nebulosa di Orione. Una grande nuvola di CO esce dalla nebulosa ed entra nella nube di H circostante. Simile è la distribuzione dell'OH. Nubi di dimensioni minori di acido cianidrico HCN si trovano nella parte centrale della nebulosa. Nelle immediate vicinanze degli oggetti infrarossi si osservano forti concentrazioni di formaldeide H2CO, alcol metilico CH3OH, solfuro di carbonio CS, cianogeno CN, ammoniaca NH3 e cianoacetilene HC3N.
Altra regione ricca di molecole è la nube nota come Sagittario B2. Tale regione è caratterizzata dall'enorme densità (fino a 108 particelle/cm3 ) e dalle sue dimensioni di circa 20 anni luce. Una significativa frazione del materiale interstellare è comunque contenuto in nubi giganti del tipo di Sagittario B2. La densità in tali nubi è mediamente di 102 - 103 H/cm3 mentre la temperatura è bassa (dell'ordine di 10 oK). La caratteristica più importante di tali nubi è tuttavia costituita dalle dimensioni, fino a 100 parsec, e dalla loro massa fino a 2 x 105 masse solari.
È noto quali siano i processi che fanno sì che un gas atomico emetta o assorba energia, producendo righe osservabili nello spettro visibile: si tratta in buona sostanza di transizioni tra diversi livelli energetici discreti, conseguenti ad eccitazioni o a ricaduta spontanea a livelli più bassi dopo l'eccitazione. Nella banda radio dello spettro elettromagnetico, la riga dell'idrogeno a 21cm di lunghezza d'onda è dovuta ad una transizione tra i due livelli energetici caratterizzati dalla diversa orientazione dello spin elettronico (da parallelo ad anti-parallelo). La piccola differenza fra i due livelli energetici (transizione iperfina) fa sì che i processi di emissione o di assorbimento diano luogo ad onde elettromagnetiche a frequenza minore di quelle caratteristiche del visibile e quindi osservabile nel dominio radio dello spettro elettromagnetico, mediante l'utilizzo di radiospettrografi.
Le particolari righe spettrali che indicano la presenza di molecole nelle nubi interstellari, si formano quando esse, o gli elettroni che le formano, modificano il loro stato energetico.
Ogni molecola tende a ruotare intorno al proprio asse di simmetria. Cambiamenti nella rotazione la fanno irraggiare o assorbire energia elettromagnetica a lunghezze d'onda che si trovano normalmente nella banda delle microonde: radio o infrarosso (lunghezze d'onda comprese fra 1mm e 6cm).
Anche il moto vibrazionale può cambiare, provocando l'irraggiamento o l'assorbimento, da parte della molecola, di radiazione infrarossa. Il solfuro di carbonio, CS, è l'esempio del più semplice tipo di molecola: una molecola lineare biatomica. Nei livelli più bassi di energia elettronica e vibrazionale (gli unici stati popolati nello spazio interstellare), i moti possibili della molecola sono il semplice movimento in una direzione ed una rotazione continua. I livelli energetici sono definiti dai numeri quantici J, che sono una misura del momento di rotazione della molecola. Una volta eccitata e poi lasciata a se stessa la molecola emette spontaneamente un fotone e cade nel livello fondamentale in un tempo medio di quattro ore. Il tempo che la molecola passa nei livelli energetici più alti è minore. Nelle nubi interstellari si osserva il CS nei livelli eccitati: quindi ci deve essere qualche meccanismo che mantiene le molecole di CS in questi livelli e che si oppone alla tendenza di decadere spontaneamente: campi di radiazione o collisioni?
Altro esempio è costituito dalla molecola di ammoniaca NH3 a forma di tetraedro con un atomo di azoto nel vertice, al di sopra del piano formato da tre atomi di idrogeno. L'atomo di idrogeno può oscillare da una parte all'altra del piano. Come risultato ciascun livello di energia rotazionale J è diviso in due livelli ravvicinati (una situazione simile a quella cui si è accennato nel caso della transizione iperfina da parte dell'H a 21cm). Le transizioni tra i due livelli sono transizioni di inversione e si hanno alla lunghezza d'onda di 1,3cm, osservabili quindi in radio, sempre mediante l'utilizzo di radiospettrografi.