An overview is presented of the main properties of the interstellar medium. Evidence is summarized that the interstellar medium is highly turbulent, driven on different length scales by various energetic processes. Large-scale turbulence determines the formation of structures like filaments and shells in the diffuse interstellar medium. It also regulates the formation of dense, cold molecular clouds. Molecular clouds are now believed to be transient objects that form on timescales of order   in regions where HI gas is compressed and cools. Supersonic turbulence in the compressed HI slab is generated by a combination of hydrodynamical instabilities, coupled with cooling. Turbulent dissipation is compensated by the kinetic energy input of the inflow. Molecular hydrogen eventually forms when the surface density in the slab reaches a threshold value of   at which point further cooling triggers the onset of star formation by gravitational collapse. A few Myrs later, the newly formed stars and resulting supernovae will disperse their molecular surrounding and generate new expanding shells that drive again turbulence in the diffuse gas and trigger the formation of a next generation of cold clouds. Although a consistent scenario of interstellar medium dynamics and star formation is emerging many details are still unclear and require more detailed work on microphysical processes as well as a better understanding of supersonic, compressible turbulence. To cite this article: A. Burkert, C. R. Physique 7 (2006).

Les propriétés principales du milieu interstellaire sont présentées. Les preuves sont réunies pour montrer que le milieu interstellaire est hautement turbulent, et que lʼénergie lui est fournie à différentes échelles par divers processus. La turbulence à grande échelle détermine la formation des structures, comme les filaments et coquilles du milieu interstellaire diffus. Elle régule aussi la formation des nuages moléculaires froids et denses. Les nuages moléculaires sont considérés aujourdʼhui comme des objets transitoires qui se forment sur des échelles de temps de  , dans des régions où le gaz HI est comprimé et se refroidit. La turbulence supersonique dans la couche HI comprimée est engendrée par une combinaison dʼinstabilités hydrodynamiques et de refroidissement. La dissipation turbulente est compensée par lʼapport dʼénergie cinétique du flux de gaz. Enfin lʼhydrogène moléculaire se forme, lorsque la densité de surface dans la couche atteint le seuil de   ; alors le refroidissement déclenche la formation dʼétoiles par effondrement gravitationnel. Quelques millions dʼannées plus tard, les nouvelles étoiles formées et les explosions de supernovae qui en résultent dispersent le milieu moléculaire environnant, et engendrent de nouvelles bulles en expansion, qui à nouveau créent de la turbulence dans le gaz diffus, et déclenchent la formation dʼune nouvelle génération de nuages froids. Bien quʼun scénario cohérent de la dynamique du milieu interstellaire et de la formation dʼétoiles émerge, bien des détails sont encore obscurs, et demandent plus de travail sur les processus microphysiques, et aussi une meilleure compréhension de la turbulence supersonique et compressible. Pour citer cet article : A. Burkert, C. R. Physique 7 (2006).