Le milieu interstellaire est un milieu dynamique en perpétuelle transformation, où le gaz circule rapidement (< 107 ans) d’une phase thermique à une autre, via un « cycle » évolutif illustré dans la figure ci-dessous.
La première moitié du cycle (du haut en bas de la figure dans le sens inverse des aiguilles d'une montre) est une séquence de condensation depuis la phase diffuse et tiède vers le gaz moléculaire froid et dense où vont se former les étoiles.
la deuxième moitié du cycle (de bas en haut dans le sens inverse des aiguilles d'une montre) est une séquence de ré-expansion où les effets de rétroaction radiative et mécanique des étoiles ramènent le gaz dans la phase diffuse.
Le rôle central du MIS dans la formation stellaire
Les mécanismes qui induisent ou influencent le cycle du MIS déterminent le taux de conversion du gaz en étoiles, qui est un paramètre fondamental pour l’évolution des galaxies. Cela en fait un sujet de recherche très important en astrophysique. Plusieurs mécanismes de base qui entretiennent le cycle du MIS ont été identifiés (indiqués en rouge sur la Figure ci-dessous) et bien que plusieurs aspects posent encore question, ils permettent d'en comprendre les grandes étapes, que nous décrivons brièvement ci-dessous :
Cycle de condensation du MIS
- La majorité de la masse du MIS se trouve dans la phase tiède diffuse, neutre ou ionisée (WIM ou WNM)
- Sous l'effet d'une compression, par exemple passage d'une onde de choc, le gaz subit une instabilité thermique (voir ci-dessous) qui le fait passer dans la phase atomique froide (100 K, CNM), pour former un nuage HI plus dense.
- Dans les zones abritées du flux UV interstellaire, l'hydrogène devient majoritairement moléculaire et il se forme un nuage moléculaire géant (GMC). Le rayonnement très efficace des molécules de CO refroidit le gaz, qui se condense sous l'effet de la pression ambiante et de l'auto-gravité.
- Sous l'effet combiné de la turbulence et du champ magnétique, une structure filamentaire / fractale s'établit et des petits globules (appelés "coeurs denses") se forment dont certains deviennent instables par leur propre gravité et s’effondrent pour former des étoiles.
Cycle de ré-expansion du MIS
Une fois formées, les étoiles ont une forte rétroaction sur le MIS via plusieurs agents qui agissent en parallèle, et ont tendance à faire retourner le gaz de la phase dense à la phase diffuse tiède :
- Le rayonnement UV ionisant ou UV "extreme" (EUV > 13.6 eV) émis par les jeunes étoiles massives (type OB) forme autour d’elles des bulles d’hydrogène ionisé dénommées régions HII qui progressent dans le nuage moléculaire jusqu’à en ioniser un vaste volume.
- Le rayonnement UV non ionisant, ou UV "lointain" (Far-UV : 6-13.6 eV) crée des « régions de photodissociation » ou PDR (d'après l'acronyme anglais pour "Photo-Dissociation Regions") à l’interface avec le nuage moléculaire environnant, où le gaz est chauffé par effet photo-électrique sur les grains et s’évapore pour retourner dans la phase diffuse tiède.
- La perte de masse : les étoiles jeunes, les étoiles chaudes de type OB, et les étoiles en fin de vie (géantes rouges) ont une perte de masse intense qui balaye et sculpte le MIS ambiant via des ondes de choc, sur des échelles atteignant plusieurs pc. Il se creuse ainsi dans le milieu ambiant des cavités en expansion remplies par les éjecta stellaires plus diffus, qui peuvent finir par occuper une large fraction de volume du nuage. Sous l'effet de cette expansion, une partie du nuage parent peut atteindre la vitesse de libération et se trouver expulsé dans la phase diffuse.
- Les explosions de supernovae : ces événements très violents génèrent des ondes de choc gigantesques et d'immenses bulles de gaz très chaud appelées restes de supernovae (ou SNR pour SuperNova Remnant) qui se répandent ensuite dans la Galaxie pour alimenter la phase ionisée chaude (HIM), aux alentours de 106 K.
Par l'effet cumulatif du rayonnement UV et des ondes de chocs, les étoiles massives finissent par détruire leur nuage moléculaire parent en quelques millions d'années ; le cycle du MIS est alors bouclé et un nouveau cycle peut commencer.
en fonction de sa densité 
. Ici 
est la température d'équilibre où le taux de refroidissement radiatif compense le taux de chauffage du gaz (dû principalement à l'effet photoélectrique des photons UV interstellaires sur les grains). La figure ci-contre illustre la 
en fonction de 
positive : celle à basse densité est le WIM (température d'environ 10 000 K, refroidissement principalement par la raie Lyman 
cm-3 où la dérivée 
est négative. Elle correspond à un équilibre instable qui ne peut être rencontré durablement : si un élément de gaz situé au point 2 est perturbé pour se trouver en très légère sous-pression par rapport à son environnement (P < Pext), il va être comprimé par le milieu extérieur et augmenter sa densité, mais en raison de la pente négative de la courbe 
, sa pression interne va encore diminuer : il continuera donc d'être comprimé et à se densifier jusqu'à atteindre un nouvel équilibre (stable) au point 3 où P = Pext. De même s'il est en légère surpression par rapport à l'environnement (P > Pext), il subira une expansion qui diminuera sa densité ; sa pression d'équilibre (donnée par la courbe rouge) augmentera alors, et l'expansion se poursuivra jusqu'à ce qu'il passe sur la branche gauche de la courbe et atteigne un équilibre stable, de plus faible densité et de plus haute température, au point 1. On voit que dès que la pression ambiante dépasse environ 3000 K cm-3, le gaz passera rapidement du Milieu tiède (branche stable de gauche) au Milieu atomique HI plus dense à 100 K (branche stable de droite) via cette instabilité thermique. Ce changement de phase initie le début du cycle de condensation du MIS (voir 