Une caractéristique fondamentale du MIS est sa forte inhomogénéité. En effet, on y rencontre des valeurs très variées de densité et de température, de moins de 1 à plus de 108 particules par cm3 et de 10 K à plusieurs millions de degrés. Cependant, on peut schématiquement considérer que le gaz s'y structure sous la forme d'un petit nombre de composantes ou « phases » correspondant aux divers états stables possibles de la matière interstellaire, et distinguées par l'état d'ionisation qu'y prend l'hydrogène (ionisé, atomique = neutre, moléculaire), et par la température typique d'équilibre (chaud > 105 K, tiède, froid < 100 K). Ces phases coexistent entre elles, donnant au MIS son aspect sculpté, chamarré et structuré à toutes les échelles (voir Figure ci-contre).
La structure multi-phase du MIS dans Cygnus X
Image du satellite Herschel de Cygnus X, une région d'intense activité de formation d'étoiles massives où plusieurs phases du MIS co-existent. L'image superpose l'émission de la poussière à 70 μm (bleu), 160 μm (vert) et 250 μm (rouge). Les régions chaudes apparaissent donc plus bleues et les froides, plus rouges. Les régions HII ionisées par les jeunes étoiles massives apparaissent comme des bulles blanc-bleuté. Les filaments rouges et jaunes tracent de la matière moléculaire dense et froide, dont certains abritent des étoiles en formation (globules rouges très compacts). La région sombre au centre de l'image a été chauffée et balayée par les vents et le rayonnement d'un amas d'étoiles OB (non visible ici) de sorte qu'elle est dans une phase diffuse et tiède du MIS qui émet peu dans les bandes spectrales utilisées ici.
Crédit :
ESA/PACS/SPIRE/ Martin Hennemann & Frédérique Motte.
Remarque
Afin de détecter les différentes phases du milieu interstellaire, il faut combiner des observations à différentes longueurs d'onde qui permettent de sonder du gaz sur un vaste domaine de température et de densité. Ces observations et leurs résultats seront présentés plus en détail dans le chapitre Détection du milieu interstellaire à différentes longueurs d'onde. Le tableau ci-dessous résume les propriétés typiques déduites pour chaque phase, ainsi que les principaux traceurs.
Phases du milieu interstellaire
| Phase | Densité | Température | Masse | Traceur principal |
|---|
| cm-3 | K |  | |
| Milieu ionisé (HII) chaud = HIM (Hot Ionized Medium) | ∼0.005 | ≥ 3 105 | 108 | Rayons X, OVI |
| Milieu ionisé (HII) tiède = WIM (Warm Ionized Medium) | 0.6 | 8000 | 109 | Hα, NII, SII, radio |
| Milieu atomique (HI) tiède = WNM (Warm Neutral Medium) | 0.5 | 5000 | 2X109 | HI 21 cm, C+, O |
| Milieu atomique (HI) froid = CNM (Cold Neutral Medium) | 30 | 100 | 2X109 | HI 21 cm (abs) |
| Nuage moléculaire (H2) = GMC (Giant Molecular Cloud) | 100-108 | 10-100 | 109 | CO, H2, etc. (em et abs) |
| Régions HII | 0.3-104 | 104 | 5x107 | Hα, NII, SII, radio |
On note que le gaz neutre atomique représente la composante la plus importante en masse (NB : Ici les masses totales sont incertaines, et reflètent plutôt les proportions entre les différentes composantes dans quelques kpc autour du Soleil). Dans le milieu interstellaire "diffus" (n < 100 cm-3) l'auto-gravité est négligeable et comme le montre le tableau, les phases sont en approximatif équilibre de pression entre elles (
K cm-3) malgré leurs forts contrastes de densité et de température. Par contre la phase moléculaire froide et dense, qui se condense sur des échelles < 50 pc, est autogravitante et sous cet effet se comprime pour atteindre une pression plus élevée. Enfin, au sein des nuages moléculaires, on trouve les régions HII, bulles de gaz ionisées par le rayonnement UV d’une ou plusieurs jeunes étoiles OB, où le gaz tiède est localement en surpression par rapport au nuage environnant.
