Região H II, também chamada nebulosa difusa ou nebulosa de emissão, matéria interestelar composta por átomos de hidrogênio ionizados. A energia responsável por ionizar e aquecer o hidrogênio em uma nebulosa de emissão provém de uma estrela central que tem uma temperatura superficial superior a 20.000 K. A densidade dessas nuvens normalmente varia de 10 a 100.000 partículas por cm cúbico; sua temperatura é de cerca de 8.000 K.
Como as nuvens moleculares, as regiões H II têm tipicamente pouca estrutura regular ou limites nítidos. Seus tamanhos e massas variam amplamente. Existe até uma região fraca de gás ionizado ao redor do Sol e outras estrelas relativamente frias, mas isso não pode ser observado de estrelas próximas com os instrumentos existentes.
As maiores regiões H II (nenhuma das quais ocorre na Via Láctea) têm 500 anos-luz de diâmetro e contêm pelo menos 100.000 massas solares de gás ionizado. Essas enormes regiões H II são alimentadas por aglomerados de estrelas quentes maciças, e não por um único corpo estelar. Uma região típica do H II dentro da galáxia mede cerca de 30 anos-luz de diâmetro e tem uma densidade média de cerca de 10 átomos por cm cúbico. A massa dessa nuvem equivale a várias centenas de massas solares. A única região H II visível a olho nu é a bela Nebulosa de Órion. Ele está localizado na constelação nomeada para o caçador mitológico grego e é vista como a "estrela" central na espada de Órion. Toda a constelação é envolta em fraca nebulosidade de emissão, alimentada por várias estrelas no cinturão de Órion, e não pela estrela que excita a muito menor nebulosa de Órion. A maior região H II em termos de tamanho angular é a Nebulosa Gum, descoberta pelo astrônomo australiano Colin S. Gum. Mede 40 ° de diâmetro angular e é ionizado principalmente por duas estrelas muito quentes (Zeta Puppis e Gamma Velorum).
Estudos de alta resolução das regiões H II revelam uma das surpresas que tornam delicioso o estudo da astrofísica. Em vez da estrutura suave que se pode esperar de um gás, um delicado traçado de filamentos luminosos pode ser detectado na menor escala possível de ser resolvida. Na Nebulosa de Órion, são cerca de 6 bilhões de quilômetros (4 bilhões de milhas), ou aproximadamente o raio da órbita de Plutão ao redor do Sol. Até mesmo detalhes mais refinados existem quase certamente, e há evidências de espectros de que grande parte do assunto pode ser reunida em densas condensações ou nós, o restante do espaço sendo comparativamente vazio. Gás irrestrito preencheria um vácuo entre os filamentos visíveis em cerca de 200 anos, um instante astronômico. O gás nebular deve ser impedido de expansão pela pressão de material tênue de um milhão de graus entre os filamentos. Sua pressão, no entanto, é comparável à do gás "quente" (8.000 K) visível da região H II. Portanto, a densidade do material quente é várias centenas de vezes menor, o que efetivamente impede que seja observável, exceto em raios-X. O espaço em todo o plano da Via Láctea é amplamente preenchido com esse componente quente, que é produzido principalmente e aquecido por supernovas.
Nas regiões H II, o gás quente também surge dos ventos estelares das estrelas emocionantes. Esses ventos criam uma grande cavidade ou bolha no gás mais denso e frio originalmente ao redor de uma estrela. No interior da bolha, o vento estelar que flui radialmente passa por uma transição na qual seu movimento radial é convertido em calor. O gás quente preenche a maior parte da cavidade (talvez 90% ou mais) e serve para separar os filamentos da região H II quente e comparativamente densa. Dentro das condensações do plasma visível, existem glóbulos neutros nos quais o gás é bastante frio (cerca de 100 K), mas é denso o suficiente (normalmente 10.000 átomos por cm cúbico) para ter a mesma pressão dos materiais quentes e quentes. Em suma, uma região H II é muito mais complicada do que a radiação visual sugere.
As regiões H II são quase sempre acompanhadas por nuvens moleculares em suas fronteiras. A Nebulosa de Órion, por exemplo, é apenas uma região ionizada visível na face próxima de uma nuvem escura muito maior; a região H II é quase inteiramente produzida pela ionização fornecida por uma única estrela quente, uma das quatro brilhantes estrelas centrais (o trapézio) identificada pelo astrônomo holandês Christiaan Huygens em 1656. A forma da nebulosa de Órion aparece em comprimentos de onda visíveis como irregulares. No entanto, grande parte desse caos aparente é espúria, causada pela obscurecimento da poeira no material neutro de primeiro plano escuro, e não pela distribuição real do material ionizado. As ondas de rádio podem penetrar na poeira sem impedimentos, e a emissão de rádio do gás ionizado revela uma forma bastante circular e surpreendentemente simétrica, como se vê na projeção no céu. O material escuro em primeiro plano obscurece cerca de metade da nebulosa ionizada.
Uma região H II na borda externa de uma grande nuvem molecular pode induzir a formação de estrelas. Por exemplo, por trás da brilhante nebulosa de Orion, mais profunda dentro da nuvem molecular de Orion, fria e escura, novas estrelas estão sendo formadas hoje. Atualmente, nenhuma das novas estrelas é massiva e quente o suficiente para produzir sua própria região H II, mas, presumivelmente, algumas delas serão. Quando uma região H II é produzida a partir de um gás molecular frio pela formação de uma estrela quente, a temperatura aumenta de aproximadamente 25 para 8.000 K e o número de partículas por centímetro cúbico é quase quadruplicado porque cada molécula de H 2 é dividida em duas íons e dois elétrons. A pressão do gás é proporcional ao produto da temperatura e do número de partículas por centímetro cúbico (independentemente de sua massa, portanto os elétrons são tão importantes quanto os íons muito mais pesados). Assim, a pressão em uma região H II é cerca de 800 vezes a pressão do gás frio a partir do qual ele se formou. O excesso de pressão causa uma expansão violenta do gás na nuvem densa. A rápida formação de estrelas pode ocorrer na região comprimida, produzindo um grupo em expansão de estrelas jovens. Esses grupos, as chamadas Associações O (com estrelas O) ou Associações T (com estrelas T Tauri), foram observados. As estrelas componentes geram simultaneamente saídas extremamente rápidas de suas atmosferas. Esses ventos criam regiões de gás quente e tênue ao redor da associação. Eventualmente, as estrelas massivas da associação explodem como supernovas, o que atrapalha ainda mais o gás circundante.
