H II-gebied, ook wel diffuse nevel of emissienevel genoemd, interstellaire materie bestaande uit geïoniseerde waterstofatomen. De energie die verantwoordelijk is voor het ioniseren en verwarmen van de waterstof in een emissienevel komt van een centrale ster met een oppervlaktetemperatuur van meer dan 20.000 K. De dichtheid van deze wolken varieert normaal gesproken van 10 tot 100.000 deeltjes per kubieke cm; hun temperatuur is ongeveer 8.000 K.
Net als moleculaire wolken hebben H II-gebieden doorgaans weinig regelmatige structuur of scherpe grenzen. Hun afmetingen en massa's lopen sterk uiteen. Er is zelfs een zwak gebied van geïoniseerd gas rond de zon en andere relatief koele sterren, maar het kan niet worden waargenomen vanaf nabijgelegen sterren met bestaande instrumenten.
De grootste H II-gebieden (die niet voorkomen in de Melkweg) hebben een diameter van 500 lichtjaar en bevatten ten minste 100.000 zonnemassa's geïoniseerd gas. Deze enorme H II-gebieden worden aangedreven door clusters van massieve hete sterren in plaats van door een enkel stellair lichaam. Een typisch H II-gebied binnen de Melkweg meet ongeveer 30 lichtjaar in diameter en heeft een gemiddelde dichtheid van ongeveer 10 atomen per kubieke cm. De massa van zo'n wolk bedraagt honderden zonnemassa's. Het enige H II-gebied dat met het blote oog zichtbaar is, is de prachtige Orionnevel. Het bevindt zich in het sterrenbeeld genoemd naar de Griekse mythologische jager en wordt gezien als de centrale "ster" in het zwaard van Orion. Het hele sterrenbeeld is gehuld in een zwakke emissienevel, aangedreven door verschillende sterren in de gordel van Orion in plaats van door de ster die de veel kleinere Orionnevel opwekt. Het grootste H II-gebied qua hoekgrootte is de tandvleesnevel, ontdekt door de Australische astronoom Colin S. Gum. Het meet een hoekdiameter van 40 ° en wordt voornamelijk geïoniseerd door twee zeer hete sterren (Zeta Puppis en Gamma Velorum).
Studies met hoge resolutie van H II-regio's onthullen een van de verrassingen die de studie van astrofysica zo aangenaam maken. In plaats van de gladde structuur die van een gas mag worden verwacht, kan een delicaat maaswerk van lichtgevende filamenten worden gedetecteerd tot op de kleinste schaal die kan worden opgelost. In de Orionnevel is dit ongeveer 6 miljard km (4 miljard mijl), of ongeveer de straal van de baan van Pluto rond de zon. Nog fijnere details bestaan vrijwel zeker, en uit spectra blijkt dat veel van de materie kan worden verzameld in dichte condensaties of knopen, terwijl de rest van de ruimte relatief leeg is. Onbeperkt gas zou in ongeveer 200 jaar, een astronomisch moment, een vacuüm tussen de zichtbare filamenten vullen. Het nevelgas moet worden tegengehouden door uitzetting door de druk van miljoenen graden dun materiaal tussen de filamenten. De druk is echter vergelijkbaar met die in het zichtbare "warme" (8000 K) gas van het H II-gebied. Daarom is de dichtheid van het hete materiaal honderden keren lager, wat effectief voorkomt dat het waarneembaar is, behalve bij röntgenstralen. De ruimte in het hele vlak van de Melkweg is grotendeels gevuld met deze hete component, die voornamelijk wordt geproduceerd en verwarmd door supernovae.
In H II-gebieden komt ook heet gas vrij uit de stellaire winden van de opwindende sterren. Deze winden creëren een grote holte of bel in het dichtere, koelere gas dat oorspronkelijk zo'n ster omringde. In het binnenste van de bel gaat de radiaal stromende stellaire wind door een overgang waarin zijn radiale beweging wordt omgezet in warmte. Het hete gas vult dan het grootste deel van de holte (misschien 90 procent of meer) en dient om de filamenten van het warme, relatief dichte H II-gebied te scheiden. Binnen de condensaties van zichtbaar plasma zijn er neutrale bolletjes waarin het gas vrij koud is (ongeveer 100 K) maar dicht genoeg is (typisch 10.000 atomen per kubieke cm) om ongeveer dezelfde druk te hebben als de hete en warme materialen. Kortom, een H II-gebied is veel gecompliceerder dan de visuele straling suggereert.
H II-gebieden worden bijna altijd vergezeld door moleculaire wolken aan hun grenzen. De Orionnevel is bijvoorbeeld slechts een opvallend geïoniseerd gebied op het nabijgelegen oppervlak van een veel grotere donkere wolk; het H II-gebied wordt bijna volledig geproduceerd door de ionisatie die wordt geleverd door een enkele hete ster, een van de vier heldere centrale sterren (het trapezium) die de Nederlandse astronoom Christiaan Huygens in 1656 identificeerde. De vorm van de Orionnevel verschijnt bij zichtbare golflengten als onregelmatig. Veel van deze ogenschijnlijke chaos is echter vals, veroorzaakt door verduistering van stof in donker neutraal materiaal op de voorgrond in plaats van door de feitelijke verdeling van geïoniseerd materiaal. Radiogolven kunnen ongehinderd het stof binnendringen en de radio-emissie van het geïoniseerde gas onthult dat het vrij cirkelvormig van vorm is en verrassend symmetrisch zoals te zien is bij projectie op de lucht. Het donkere materiaal op de voorgrond verduistert ongeveer de helft van de geïoniseerde nevel.
Een H II-gebied aan de buitenrand van een grote moleculaire wolk kan stervorming veroorzaken. Zo worden er achter de heldere Orionnevel, dieper in de donkere koude Orion moleculaire wolk, vandaag nieuwe sterren gevormd. Op dit moment is geen van de nieuwe sterren massief en heet genoeg om zijn eigen H II-regio te produceren, maar vermoedelijk zullen sommige ervan dat uiteindelijk wel worden. Wanneer een H-II-gebied wordt geproduceerd met koud moleculair gas door de vorming van een hete ster, wordt de temperatuur verhoogd van ongeveer 25 tot 8000 K en het aantal deeltjes per kubieke centimeter bijna verviervoudigd omdat elk H 2 molecuul gesplitst in twee ionen en twee elektronen. Gasdruk is evenredig met het product van de temperatuur en het aantal deeltjes per kubieke centimeter (ongeacht hun massa, dus elektronen zijn net zo belangrijk als de veel zwaardere ionen). De druk in een H II-gebied is dus ongeveer 800 keer de druk van het koude gas waaruit het is ontstaan. De overdruk veroorzaakt een gewelddadige uitzetting van het gas in de dichte wolk. In het gecomprimeerde gebied kan een snelle stervorming plaatsvinden, waardoor een groeiende groep jonge sterren ontstaat. Dergelijke groepen, de zogenaamde O-associaties (met O-sterren) of T-associaties (met T Tauri-sterren), zijn waargenomen. De samenstellende sterren genereren tegelijkertijd extreem snelle uitstromen vanuit hun atmosfeer. Deze winden creëren gebieden met heet, zwak gas rond de vereniging. Uiteindelijk exploderen de zware sterren in de associatie als supernovae, die het omringende gas verder verstoren.
