La plupart du milieu interstellaire de notre Galaxie se trouve dans la phase diffuse tiède, atomique ou ionisée, à 5000-10000 K (WNM et WIM) ; sous l'effet d'une compression extérieure le gaz va directement passer dans la phase atomique froide à 100 K (CNM) sans passer par des stades de température intermédiaire, car ces derniers sont instables. L'origine de cette instabilitié thermique est la forme de la courbe qui donne la pression d'équilibre du gaz 
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 courbe d'équilibre de 
en fonction de 
pour des conditions d'irradiation typiques de l'environnement solaire. On voit qu'elle est composée de deux "branches" stables de dérivée 
positive : celle à basse densité est le WIM (température d'environ 10 000 K, refroidissement principalement par la raie Lyman α et les raies de recombinaison) ; celle à haute densité est le CNM (température ≤ 100 K, refroidissement dominé par les raies hyperfines de O et C+). Entre les deux il y a une portion de courbe (en rouge) autour de 
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 ci-dessus) qui mène à la formation stellaire.
