A ionização do gás neutro em uma nuvem molecular interestelar desempenha um papel fundamental na evolução da nuvem, ajudando a regular os processos de aquecimento e resfriamento, a química e a formação de moléculas, e acoplar o gás a campos magnéticos. Normalmente a luz das estrelas fornece essa radiação ultravioleta, mas é principalmente restrito a regiões localizadas perto de estrelas massivas. Para a maior parte do gás neutro da Via Láctea, a ionização é governada por raios cósmicos (CRs) de baixa energia, prótons ou núcleos atômicos que se movem rapidamente. As observações diretas da Terra só podem sondar CRs de alta energia porque o vento solar restringe a penetração de CR no sistema solar, mas nas últimas décadas, a taxa total de ionização de CR foi estimada indiretamente com observações de moléculas e íons diagnósticos. Esses valores, Contudo, dependem de algumas estimativas incertas, como a abundância de espécies secundárias, densidades de gás, as taxas de reações químicas e, não menos importante, a quantidade de espécies moleculares dominantes, hidrogênio molecular.

A massa das nuvens moleculares é dominada por hidrogênio molecular. O gás nessas nuvens é muito frio, talvez apenas algumas dezenas de graus acima do zero absoluto, e as moléculas de hidrogênio estão em seu estado menos excitado. Choques que passam pelo gás podem aquecer temporariamente as moléculas; a radiação que eles emitem ao esfriar já é vista há décadas. A luz ultravioleta também pode estimular a radiação do gás. Mas os choques são raros e a radiação ultravioleta não consegue penetrar nas profundezas dessas nuvens frias. Os raios cósmicos podem penetrar nas nuvens, e, portanto, espera-se que domine a ionização e excitação do hidrogênio molecular.

O astrônomo CfA Shmuel Bialy modelou as linhas de emissão do hidrogênio molecular em nuvens frias excitadas por raios cósmicos. Ele descobre que a emissão mais brilhante vem de linhas com comprimentos de onda do infravermelho próximo que surgem da vibração e rotação das moléculas. Usando as proporções de força de linha, ele é capaz de determinar se as moléculas foram excitadas por raios cósmicos, e determinar sua força. A observação dessas linhas nas nuvens através da galáxia pode determinar a eficácia com que os raios cósmicos penetram nas nuvens e restringem os processos de formação de nuvens, e quanto o fluxo de raios cósmicos varia entre os locais na galáxia.