Pour l'essentiel ce gaz est rassemblé dans deux sortes de nuages. D'une part, dans des nuages diffus, composés d'hydrogène atomique, et dans lesquels est immergé le disque galactique, et qui le prolongent bien au-delà du périmètre à l'intérieur duquel se rencontrent les étoiles. Le disque stellaire de la Voie lactée, par exemple, mesure au plus 70 000 années-lumière de diamètre, mais de l'hydrogène est observable dans un périmètre de 100 000 années-lumière de diamètre. On trouve d'autre part la matière interstellaire regroupée plus densément sous forme de molécules et de poussières dans des nuages immenses, les nuages moléculaires géants.

Les nuages moléculaires géants sont beaucoup plus concentrés sur le plan du disque que les nuages diffus. Les poussières, en particulier, responsables de l'opacité des nuages moléculaires qui les abritent, se rencontrent sans un espace très peu épais centré sur le plan équatorial des galaxies spirales. De même d'ailleurs que les très jeunes étoiles, et les étoiles en formation, parmi lesquelles on remarque d'abord les étoiles massives, bleues et très lumineuses. Regroupées en associations, dites OB, ces étoiles, à cause de leur température très élevée, sont responsables de l'ionisation de la matière stellaire qui les environne. Un processus qui s'accompagne de la formation de grandes nébuleuses brillantes, aussi appelées régions HII.

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Un amas ouvert associé à une nébuleuse brillante : NGC 7380, 
à 8000 années-lumière de nous, dans la constellation de Céphée.

Les nébuleuses brillantes représentent la composante la plus spectaculaire de la phase chaude du milieu interstellaire. Certaines, moins étendues, mais souvent tout aussi belles, ne s'observent qu'à proximité d'une étoile unique, ce sont les nébuleuses planétaires ou les rémanents de supernovae, par exemple. Le gaz chaud se rencontre par ailleurs diffusément réparti dans les régions internuages. Ce gaz entièrement ionisé (plasma), comparable à celui de la couronne solaire, peut dépasser la température d'un million de degrés.

Enfin, il existe dans notre galaxie une composante de gaz ultra-chaud, mais que l'on classe à part : il s'agit du rayonnement cosmique galactique. Celui-ci (si l'on met à part le rayonnement gamma qu'on lui rattache) est composé de particules (protons et petits noyaux atomiques) animées de vitesses proches de celles de la lumière, et dont chacune transporte une énergie phénoménale. 

L'étude du milieu interstellaire a connu un essor considérable grâce à la spectroscopie couvrant tout le spectre électromagnétique, des ondes radio aux rayons gamma. La raie à 21 centimètres cartographie l'hydrogène atomique neutre; les transitions rotationnelles des molécules comme CO, HCN ou CS sondent le gaz dense ; l'infrarouge lointain trace la poussière froide; l'infrarouge moyen révèle les zones de photodissociation et les molécules aromatiques excitées; les rayons X diffus trahissent le gaz ultra-chaud; et le rayonnement gamma retrace les interactions des rayons cosmiques avec la matière. Ces observations combinées montrent que les différentes phases du milieu interstellaire ne sont pas distribuées uniformément : le gaz chaud occupe de vastes régions de faible densité entre les bras et dans le halo galactique inférieur; le gaz tiède enveloppe et relie les structures froides; les nuages moléculaires se concentrent en complexes géants le long des bras spiraux et sont souvent structurés en filaments, en feuillets et en cÅ“urs denses. 

L'image qui émerge est celle d'un écosystème galactique où la matière circule sans cesse entre les étoiles, le milieu diffus et les nuages, dans un ballet régi par la gravité, la pression, le magnétisme et le rayonnement, et où les conditions physiques locales déterminent à la fois l'apparence observable et le potentiel de création de nouveaux systèmes stellaires et planétaires.

Les nuages interstellaires

La composition chimique des nuages interstellaires est dominée par l'hydrogène, qui représente environ 90 % des atomes présents, suivi de l'hélium. Les éléments plus lourds, appelés métaux en astrophysique, sont présents en faibles proportions mais jouent un rôle essentiel dans les processus chimiques et thermiques. Ces éléments se retrouvent sous forme d'atomes, d'ions, de molécules ou de grains solides constituant la poussière interstellaire.

Les mouvements internes des nuages sont complexes. Des turbulences, des champs magnétiques et des ondes de choc issues d'explosions de supernovae ou de vents stellaires modifient leur structure. Ces phénomènes peuvent soit disperser les nuages, soit au contraire provoquer leur compression et déclencher la formation de nouvelles étoiles.

Les nuages diffus.
Les nuages diffus sont les plus répandus. Ces nuages sont excessivement diluées. Ils referment un million à un milliard d'atomes par mètre cube. Cela peut paraître beaucoup, mais pour comparaison, l'air que nous respirons contient autour de 25 milliards de milliards de milliards de molécules par mètre cube. La température des nuages diffus se situe entre 50 et plusieurs milliers de kelvins. dans ces conditions, l'hydrogène s'y rencontre principalement sous sa forme atomique neutre. D'autres atomes y sont également présents en petites quantités ainsi quelques molécules (CN et CH, par exemple). Du fait de l'existence d'un fond diffus UV dans toute la galaxie, une petite proportion d'atomes est également ionisée (ions de calcium et de titane, notamment). Parmi les nuages diffus, il est intéressant de distinguer deux familles un peu particulières, les cirrus infrarouges, et les nuages à grande vitesse. 

Les nuages moléculaires.
Lorsque le masses de gaz interstellaire sont plus froides encore que ne le sont celles qui composent les nuages diffus, elles peuvent devenir plus denses et plus opaques du fait de cette densité, qui peut y dépasser plusieurs milliards de particules par mètre cube. 

Des molécules peuvent s'y former en beaucoup plus grand nombre. Plus de 130 espèces moléculaires ont déjà été identifiées, certaines comptent treize atomes et plus, parmi lesquelles cependant, comme on peut s'y attendre, la molécule la plus largement majoritaire est celle de hydrogène H2. Ils contiennent une proportion importante de poussières capables d'absorber la lumière visible des étoiles situées en arrière-plan. Ces nuages apparaissent ainsi sous forme de régions obscures lorsqu'ils sont observés dans le ciel. La poussière qu'ils renferment protège leur intérieur du rayonnement ultraviolet, ce qui favorise la formation de nombreuses molécules.
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Propénal et propanal : le maillon fort? Longtemps lancés dans une course poursuite à la recherche des molécules présentes dans le milieu interstellaire, les astronomes avaient fini par oublié tout l'intérêt que pouvait encore avoir la découverte de molécules de moins complexes, mais pouvant jouer un rôle clé dans cette chimie interstellaire. C'est en tout cas ce que semble rappeler la découverte, annoncée en juin 2004, de deux molécules "moyennes", du propénal et du propanal dans un nuage près du centre de la Voie lactée. Les molécules en question ont été identifiées par le radiotélescope de Green Bank dans un nuage connu sous l'étiquette de Sagittarius B2 (Sagittaire), près du centre galactique, à 26 000 années-lumière de nous. Avec, respectivement 8 et 10 atomes, les nouvelles venues ne figurent donc pas parmi les molécules les plus complexes. Mais, curieusement, cela en fait tout l'intérêt, car aucune théorie satisfaisante n'est aujourd'hui disponible pour expliquer la manière dont les plus grosses molécules peuvent se constituer dans des milieux aussi peu denses que les nuages interstellaires.  Or, justement, le propénal et le propanal se situent à la charnière entre les molécules dont la formation est comprise et les autres, et leur existence indique qu'il pourrait exister un mode de transformation privilégié : le propénal ou acroléine (CH2-CH-CO-H) peut se former par ajout de deux atomes d'hydrogène à une molécule de propynal (HC2-CO-H), et l'on obtient de la même façon le propanal (CH3-CH2-CO-H), à partir du propénal. Autre intérêt de ces molécules : elles appartiennent à la famille des aldéhydes (radical -CO-H), qui sont des composés intervenant dans les processus biologiques (à l'image des sucres, par exemple).

Avec une température d'une dizaine de degrés au-dessus du zéro absolu, ces nuages sont les objets les plus froids de l'univers. 

Les nuages moléculaires géants.
On dénombre typiquement dans une spirale comme la nôtre de mille à deux-mille nuages moléculaires géants. Ces masses ont une forme allongée et peuvent atteindre plusieurs centaines d'années-lumière de long. À l'intérieur se trouvent des condensations plus denses appelées coeurs moléculaires. Sous l'effet de la gravitation, ces régions peuvent devenir instables et commencer à se contracter. La densité augmente alors progressivement, conduisant à la formation d'une protoétoile entourée d'un disque de matière, ce qui pourra aboutir à la formation d'un nouveau système planétaire. Le nombre d'étoiles qui se forment, en moyenne, chaque année dans notre Galaxie peut se compter sur les doigts d'une main. Cela signifie donc que ces nuages géants sont économes de leurs richesses. De fait, pour que le mécanisme de l'effondrement gravitationnel démarre et puisse mener à il n'en demeure pas moins que c'est en leur sein que se déroule l'astration, il faut le "pousser un peu". Et c'est ce qui se produit chaque fois qu'un nuage moléculaire géant traverse la discontinuité du champ gravitationnel global de la galaxie que représente un bras spiral. La formation stellaire peut également s'engager après la collision de deux nuages moléculaires, ou sous l'effet des chocs provoqués par les explosions des supernovae. Dans tous les cas, nuages moléculaires et sites de formation stellaire vont de pair.

Les poussières interstellaires.
La poussière interstellaire est une composante importante des nuages moléculaires. Malgré sa faible abondance, représentant environ 1 % de la masse totale du milieu interstellaire, elle influence fortement les observations astronomiques. La poussière absorbe et diffuse la lumière des étoiles, provoquant l'extinction et le rougissement des objets lointains. Elle réémet ensuite l'énergie absorbée sous forme de rayonnement infrarouge, contribuant ainsi à l'équilibre thermique du nuage.. 

Ces grains solides sont constitués de silicates, de carbone amorphe, de graphite, de composés organiques et parfois de glaces d'eau, d'ammoniac ou de méthane dans les régions froides. Leur taille varie généralement entre quelques nanomètres et quelques micromètres. Ils jouent un rôle majeur dans les réactions chimiques. Leur surface permet à certains atomes, notamment l'hydrogène, de se combiner pour former des molécules.

La phase chaude

Parmi les différentes phases du milieu interstellaire, la phase chaude ionisée correspond à des régions où les atomes ont perdu un ou plusieurs électrons. Ce gaz ionisé, appelé plasma, est produit par des rayonnements très énergétiques ou par des collisions entre particules à haute température. Il constitue une composante essentielle du milieu interstellaire et occupe une fraction importante du volume des galaxies.  De nombreuses nébuleuses brillantes observées dans notre Galaxie correspondent à ce type de région ionisée.

Les régions ionisées les plus connues sont les régions H II. Elles se forment autour des étoiles jeunes, massives et très chaudes de type O ou B. Ces étoiles émettent un rayonnement ultraviolet intense capable d'arracher les électrons des atomes d'hydrogène environnants. Il se crée alors une vaste bulle de gaz ionisé dont la température est généralement voisine de 10 000 K. Ces régions présentent souvent des formes complexes façonnées par les vents stellaires et les variations de densité du gaz environnant. Les régions H II sont des objets particulièrement lumineux dans le domaine visible. Les électrons libres, après s'être recombinés avec les ions d'hydrogène, produisent des raies d'émission caractéristiques, notamment la raie Hα de couleur rouge.
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NGC 381, dans la constellation de Cassiopée (00° 52' 25.10"; +56° 33' 54.0").
Source : The STScI Digitized Sky Survey; compositage : Imago Mundi, © 2011.

Le gaz chaud ionisé peut également provenir des explosions de supernovae. Lorsqu'une étoile massive termine son existence, l'onde de choc produite par l'explosion chauffe le gaz environnant à plusieurs millions de kelvins. À ces températures extrêmes, la matière émet principalement des rayons X. Ces bulles de gaz très chaud peuvent s'étendre sur plusieurs dizaines ou centaines d'années-lumière avant de se mélanger progressivement au reste du milieu interstellaire.

Le milieu ionisé chaud possède une densité extrêmement faible, souvent inférieure à un atome par centimètre cube. Malgré cette faible densité, il contient une quantité importante d'énergie thermique. Sa pression contribue à maintenir l'équilibre entre les différentes phases du milieu interstellaire et influence la dynamique globale du gaz dans la galaxie.

Les champs magnétiques et les rayons cosmiques interagissent fortement avec le plasma ionisé de la phase chaude du milieu interstellaire. Les particules chargées suivent les lignes de champ magnétique, ce qui modifie leur trajectoire et favorise certains mécanismes de transport d'énergie. Ces interactions participent au brassage et au recyclage continus de la matière galactique.

Les champs magnétiques et les rayons cosmiques

L'origine des rayons cosmiques est assez énigmatique. D'où vient l'accélération des particules qui les constituent? Pendant longtemps, les astronomes ont supposé et souvent admis que devaient être impliquées dans l'affaire des explosions de supernovae. Les particules du milieu interstellaire frappées par les ondes de choc engendrés par ces cataclysmes y auraient puisé leur énergie cinétique. Une autre  théorie a été proposée en avril 2004 par des chercheurs du laboratoire national de Los Alamos (États-Unis). Les particules qui constituent le rayonnement cosmique seraient en fait accélérées sous l'effet de brusques modifications à grande échelle du champ magnétique des galaxies.

De telles modifications sont appelées dans le jargon des physiciens des reconnexions du champ magnétique. Elles correspondent de façon générale des réajustements brutaux de la structure d'un champ magnétique, qui minimise ainsi l'énergie qu'il renferme. A petite échelle, de tels ajustements interviennent par exemple dans les crises qui affectent les étoiles, et notre Soleil en particulier (éruptions-chromosphériques). L'énergie subitement libérée se convertit alors en énergie mécanique, transportée par les particules présentes sous la forme d'un vent stellaire rapide. 

Or, selon la nouvelle explication, c'est donc un mécanisme en tout point analogue qui pourrait être invoqué pour expliquer l'accélération des rayons cosmiques. Mais cette fois à une tout autre échelle, celles des galaxies. Cela permettrait de rendre compte des rayons cosmiques ordinaires qui sillonnent notre Voie lactée, mais aussi pour les rayons cosmiques de très haute énergie, qui selon cette étude auraient leur origine dans les noyaux actifs (AGN) d'autres galaxies. Avantage sur l'explication par les explosions cosmiques : la reconnexion magnétique peut rendre compte des accélérations que l'on observe des particules dans un milieu de très basse densité, et en l'absence de tout choc.