הגז והאבק הבין-כוכביים רחוקים מלהיות אחידים. בדרך כלל אסטרונומים מבחינים בארבעה סוגים של תווך בין-כוכבי (ISM), לפי מצב הגז. בעננים כהים של אבק וגז, בטמפרטורה של כ-10 קלווין (מינוס 263 מעלות צלזיוס), רוב הגז נמצא בצורת מולקולות. בעננים המולקולריים האלה נוצרים רוב הכוכבים. יש גם אזורים חמים יותר, בטמפרטורות של עשרות קלווין ועד כמה אלפי קלווין, שבהם יש אטומי מימן ניטרליים. אזורים חמים, של כ-10,000 קלווין, מקיפים כוכבים חמים מסוג O ו-B, שהפוטונים האולטרה-סגולים שלהם מעוררים ומייננים את אטומי המימן שסביבם. האזורים הכמעט כדוריים האלה סביב כוכבים חמים נקראים אזורי H II (נקרא "H שתיים"), על שם הסימן של מימן מיונן. ולבסוף, יש אזורים לוהטים במיוחד, של כמיליון (106) קלווין, שבהם הגז התחמם מאוד בגל ההדף של סופרנובה. זה התווך הבין-כוכבי החם.
בשנים האחרונות אסטרונומים למדו הרבה על התווך הבין-כוכבי. טלסקופי רדיו חוקרים את החלל באורכי גל ארוכים, שחודרים עד ללב של ענן מולקולרי קר. טלסקופי רנטגן בחלל קולטים את הקרינה קצרת הגל שגז לוהט פולט. המכשירים האלה הראו שהתווך הבין-כוכבי מורכב וסוער. לכן עדיין לא ברור בדיוק איזה חלק מהחלל ממלא גז בכל צפיפות וטמפרטורה. באזורים הגדולים ביותר שנחקרו, עד מחצית ממסת הגז עשויה להיות בצורה מולקולרית קרה, ואילו בערך מחצית מהנפח (לפי הערכות ישנות יותר – עד 90%) ממלא התווך הבין-כוכבי החם.
המרחב שבין הכוכבים הוא דוגמה טובה לתווך לא הומוגני – כלומר, תווך שתכונותיו משתנות מאוד ממקום למקום. הומוגני, לעומת זאת, פירושו חלק או אחיד. (רוב האנשים מכירים את המילה מהחלב: כמעט כל החלב בחנויות עבר הומוגניזציה, ורק בחווה אפשר ליהנות מחלב לא הומוגני). התווך הבין-כוכבי אינו הומוגני בצפיפות ובטמפרטורה. אסטרונומים גילו שהשמש נמצאת בתוך חלל עצום שצפיפותו נמוכה, שמשתרע על כ-100 פרסק ויש בו יותר מ-100,000 כוכבים. החלל הזה נקרא הבועה המקומית (Local Bubble). לפי ההערכות, הוא נוצר מסדרה של כ-15 סופרנובות במשך 10 עד 15 מיליון השנים האחרונות. האחרונות שבהן, לפני כ-2 עד 3 מיליון שנה, הותירו עקבות של האיזוטופ הרדיואקטיבי ברזל-60 בקרקעית האוקיינוס – בתקופה שבה אבות קדומים של האדם כבר חיו באפריקה.
אסטרונומים יכולים לקשר בין התווך הבין-כוכבי לבין תהליך היווצרות הכוכבים. כמובן, הם אינם יכולים לעקוב אחר אזור אחד במשך כל הזמן הדרוש כדי לראות איך הוא מתפתח. אבל הם יכולים לצרף יחד היסטוריה התפתחותית מתצפיות באזורי היווצרות כוכבים בשלבים שונים. הכוכבים המסיביים ביותר מתים מהר כסופרנובות ומזרימים אנרגיה עצומה לתווך הבין-כוכבי. הגז המתפשט מעורר בתורו היווצרות של כוכבים נוספים. קליפות של סופרנובות מתפשטות יכולות להתמזג ולחפוף זו לזו, ולפנות אזורים גדולים מלאים בגז דליל ולוהט מאוד, שנקראים על-בועות (superbubbles).
אחרי שהכוכבים המסיביים והבהירים ביותר מתים, הגז שנשאר מתקרר, וענני הגז והכוכבים שזה עתה נוצרו מתפזרים בהדרגה. ה"זיקוקים" של היווצרות כוכבים וענני גז זוהרים נמשכים זמן קצר יחסית: ערפילית בהירה טיפוסית מוארת רק כמה מיליוני שנים, כל עוד הכוכבים החמים שמאירים אותה חיים. כוכבים מסיביים פולטים יסודות כבדים אל התווך הבין-כוכבי – גם באובדן מסה רציף, ובמקרים הקיצוניים בפיצוצי סופרנובה – והאטומים האלה נעשים חלק מהדורות הבאים של כוכבים. מכאן אפשר להסיק ששביל החלב מתפתח גם מבחינה כימית: התווך הבין-כוכבי שלו מועשר כל הזמן ביסודות כבדים מאובדן מסה ומסופרנובות.
→ הסעיף הקודם: 14.13 השפעת החומר הבין-כוכבי על אור הכוכבים | הסעיף הבא: 14.15 הכחדה והאדמה בגלל אבק ←