En muchas regiones del medio interestelar el hidrógeno aparece ionizado, H II, el átomo de hidrógeno ha perdido su electrón. En particular alrededor de las estrellas calientes de tipo espectral O que radian intensamente en el ultravioleta. Sí hay suficiente hidrógeno, alrededor de tal estrella, este se hará visible como una nebulosa de emisión brillante o de hidrógeno ionizado, tales nebulosas se conocen también como regiones H II.

Una típica nebulosa de emisión está situada en la gran nebulosa de Orión, es visible a simple vista, en medio de la nebulosa hay un grupo de cuatro estrellas calientes conocidas como el Trapecio que se pueden distinguir dentro de la nebulosa de emisión con un telescopio pequeño. Las estrellas del Trapecio emiten intensa radiación ultravioleta que calienta y mantiene ionizado el gas de la nebulosa.

Una nube de gas ionizado tiene un espectro dominado por unas pocas líneas estrechas de emisión, el espectro continuo de una región H II es débil. En la región visible las líneas de hidrógeno en emisión son particularmente intensas, éstas se forman cuando el protón se recombina con electrón libre y queda en un estado excitado y a continuación se desexcita al nivel fundamental. Típicamente un átomo de hidrógeno, en una región HII, permanece ionizado durante varios cientos de años, se recombina y permanece neutro algunos meses y vuelve a ser ionizado por un fotón de la estrella. La emisión de la línea de hidrogeno Ha a 656.3 nm (6563 Å ) es la que produce el color rojizo de estas nebulosas (Figuras 16.3 y 16.4)

La ionización de un átomo de helio requiere más energía que la del hidrógeno y por ello regiones de helio ionizado sólo se forman alrededor de estrellas muy calientes. En algunos casos, una gran región H II rodea a una región de helio ionizado (He II) o de helio dos veces ionizado (HeIII) central y más pequeña, entonces las líneas de helio aparecerán intensas en el espectro de la nebulosa.

Aunque el hidrógeno y el helio son los principales constituyentes de estas nebulosas sus líneas de emisión no son siempre las más intensas. Las líneas de emisión llamadas prohibidas de oxigeno y nitrógeno ionizados (OII, OIII, NII) son las más intensas. Las líneas prohibidas se denominan así no porque violen las leyes de la Física, sino porque son prácticamente inobservables en el laboratorio. El ion que produce la línea prohibida tiene una estructura tal que puede permanecer en el estado excitado de energía mayor durante mucho tiempo ( muchas horas) antes de caer al estado más bajo y emitir el fotón correspondiente a la línea prohibida. Para que se emita dicha línea es necesario que el ion no sea perturbado durante ese tiempo y no pase a estar en otro estado de energía. En los laboratorios terrestres ningún átomo o ion puede permanecer sin perturbar tanto tiempo, aun a muy bajas densidades las partículas experimentan millones de colisiones cada segundo. El resultado es que el ion capaz de producir las líneas prohibidas no tiene tiempo para emitir dichas líneas, ya que antes colisiona con otra partícula y cambia de estado de energía. Pero en el gas interestelar extremadamente difuso las colisiones son mucho menos frecuentes y hay una posibilidad de que el ion excitado realice la transición al nivel inferior emitiendo un fotón (estas condiciones físicas de baja densidad de radiación y baja densidad de partículas, necesarias para la presencia de líneas prohibidas, se dan también en otros objetos estelares como por ejemplo en la corona solar y en las nebulosas planetarias). Las líneas prohibidas de oxígeno dos veces ionizado (O III) son las que producen la tonalidad verde de estas nebulosas brillantes.

Las regiones H II se forman cuando una estrella caliente (tipo espectral O, B) empieza a calentar e ionizar el gas que la rodea y esta ionización se propaga lentamente hacia fuera de la estrella. Como el hidrógeno absorbe muy eficientemente la radiación ultravioleta, la frontera entre la región H II y el gas neutro HI está muy definida. La región H II alrededor de la estrella será esférica y forma la llamada esfera de Strömgren, para una estrella B0 V el radio de esfera de Strömgren es de 50 pc y para una A0 V es de sólo 1 pc. Como la temperatura de la región H II es más alta que la del gas que la rodea, del orden de 8 000 a 10 000 K, tiende a expandirse. Las regiones HII en nuestra Galaxia se encuentran en los brazos espirales.