H II-regionen, også kalt diffus nebula eller emisjonsnebula, interstellært materiale som består av ioniserte hydrogenatomer. Energien som er ansvarlig for ionisering og oppvarming av hydrogenet i en utslippsnevel kommer fra en sentral stjerne som har en overflatetemperatur på over 20.000 K. Densiteten til disse skyene varierer normalt fra 10 til 100.000 partikler per kubikk cm; deres temperatur er omtrent 8000 K.
I likhet med molekylære skyer har H II-regioner vanligvis liten regelmessig struktur eller skarpe grenser. Deres størrelser og masser varierer mye. Det er til og med et svakt område med ionisert gass rundt solen og andre relativt kule stjerner, men det kan ikke observeres fra nærliggende stjerner med eksisterende instrumenter.
De største H II-områdene (hvorav ingen forekommer i Melkeveis galaksen) er 500 lysår på tvers og inneholder minst 100.000 solmasser med ionisert gass. Disse enorme H II-områdene drives av klynger av massive varme stjerner i stedet for av en eneste stjernekropp. En typisk H II-region i Galaxy måler omtrent 30 lysår i diameter og har en gjennomsnittlig tetthet på omtrent 10 atomer per kubikk cm. Massen til en slik sky tilsvarer flere hundre solmasser. Den eneste H II-regionen som er synlig for det blotte øye, er den vakre Orion-tåken. Det ligger i stjernebildet oppkalt etter den greske mytologiske jegeren og blir sett på som den sentrale "stjernen" i Orions sverd. Hele stjernebildet er innhyllet i svak utslippsnebuløsitet, drevet av flere stjerner i Orions belte i stedet for av stjernen som spennende den mye mindre Orion-tåken. Den største H II-regionen når det gjelder vinkelstørrelse er Gumnebulaen, oppdaget av den australske astronomen Colin S. Gum. Den måler 40 ° i vinkeldiameter og blir hovedsakelig ionisert av to veldig varme stjerner (Zeta Puppis og Gamma Velorum).
Høyoppløselige studier av H II-regioner avslører en av overraskelsene som gjør studiet av astrofysikk herlig. I stedet for den jevne strukturen som kan forventes av en gass, kan en delikat spor av lysende filamenter detekteres ned til minste skala som kan løses. I Orion-tåken er dette omtrent 6 milliarder km, eller om radius for banen til Pluto rundt sola. Enda finere detaljer finnes nesten sikkert, og det er bevis fra spektra for at mye av saken kan samles til tette kondensasjoner, eller knuter, mens resten av rommet er relativt tomt. Uhemmet gass ville fylle et vakuum mellom de synlige filamentene om 200 år, et astronomisk øyeblikk. Den nulformede gassen må holdes tilbake fra ekspansjon ved presset av en million graders tøffende materiale mellom filamentene. Trykket er imidlertid sammenlignbart med det i den synlige "varme" (8000 K) gassen i H II-regionen. Dermed er tettheten av det varme materialet flere hundre ganger lavere, noe som effektivt forhindrer at det kan observeres unntatt i røntgenstråler. Plassen i hele flyet til Melkeveis Galaxy er stort sett fylt med denne varme komponenten, som hovedsakelig er produsert og oppvarmet av supernovaer.
I H II-regioner oppstår også varm gass fra stjerners vind fra de spennende stjernene. Disse vindene skaper et stort hulrom eller boble i den tettere, kjøligere gassen som opprinnelig omgir en slik stjerne. I det indre av boblen passerer den radielt flytende stjernevinden gjennom en overgang der dens radielle bevegelse blir omdannet til varme. Den varme gassen fyller deretter det meste av hulrommet (kanskje 90 prosent eller mer) og tjener til å skille filamentene fra det varme, relativt tette H II-området. Innenfor kondensasjonene av synlig plasma er det nøytrale kuler der gassen er ganske kald (ca. 100 K), men er tett nok (vanligvis 10.000 atomer per kubikk cm) til å ha omtrent samme trykk som de varme og varme materialene. Kort sagt, en H II-region er mye mer komplisert enn den visuelle strålingen antyder.
H II-regioner er nesten alltid ledsaget av molekylære skyer på grensene. Orion-tåken er for eksempel bare et iøynefallende ionisert område på den nærliggende ansiktet til en mye større mørk sky; H II-regionen er nesten helt produsert av ioniseringen gitt av en enkelt varm stjerne, en av de fire lyse sentrale stjernene (Trapezium) identifisert av den nederlandske astronomen Christiaan Huygens i 1656. Formen på Orion-tåken vises på synlige bølgelengder som uregelmessige. Imidlertid er mye av dette tilsynelatende kaos falsk, forårsaket av tilsløring av støv i mørkt forgrunnen nøytralt materiale i stedet for av den faktiske distribusjonen av ionisert materiale. Radiobølger kan trenge gjennom støvet uhindret, og radioutslippet fra den ioniserte gassen avslører at det er ganske sirkulært i form og overraskende symmetrisk som sett i projeksjonen på himmelen. Mørkt materiale i forgrunnen skjuver omtrent halvparten av den ioniserte tåken.
Et H II-område på ytterkanten av en stor molekylær sky kan indusere stjernedannelse. For eksempel bak den lyse Orion-tåken, dypere i den mørke kalde Orion-molekylskyen, dannes det i dag nye stjerner. For tiden er ingen av de nye stjernene massive og varme nok til å produsere sin egen H II-region, men antagelig vil noen av dem bli. Når en H II region fremstilles av kald molekylær gass ved dannelse av en varm stjerne, heves temperaturen fra omtrent 25 til 8000 K, og antallet partikler per kubikkcentimeter er nesten firedobles fordi hver H 2 -molekylet er delt i to ioner og to elektroner. Gasstrykk er proporsjonalt med produktet av temperaturen og antall partikler per kubikkcentimeter (uavhengig av deres masse, så elektroner er like viktige som de mye tyngre ionene). Dermed er trykket i et H II-område rundt 800 ganger trykket på den kalde gassen som den dannet seg fra. Overskuddstrykket forårsaker en voldsom utvidelse av gassen til den tette skyen. Rask stjernedannelse kan forekomme i det komprimerte området, og produsere en ekspanderende gruppe av unge stjerner. Slike grupper, de såkalte O-foreninger (med O-stjerner) eller T-foreninger (med T Tauri-stjerner), er blitt observert. Komponentstjernene genererer samtidig ekstremt raske strømninger fra atmosfærene. Disse vindene skaper regioner med varm, tøff gass som omgir foreningen. Etter hvert eksploderer de massive stjernene i foreningen som supernovaer, noe som forstyrrer den omkringliggende gassen ytterligere.
