Region H II, zwany także mgławicą rozproszoną lub mgławicą emisyjną, materia międzygwiezdna składająca się z zjonizowanych atomów wodoru. Energia odpowiedzialna za jonizację i ogrzewanie wodoru w mgławicy emisyjnej pochodzi z gwiazdy centralnej o temperaturze powierzchni przekraczającej 20 000 K. Gęstość tych chmur zwykle waha się od 10 do 100 000 cząstek na cm sześciennych; ich temperatura wynosi około 8 000 K.
Podobnie jak chmury molekularne, regiony H II zazwyczaj mają niewielką regularną strukturę lub ostre granice. Ich rozmiary i masy różnią się znacznie. Wokół Słońca i innych stosunkowo chłodnych gwiazd istnieje nawet słaby obszar zjonizowanego gazu, ale nie można go zaobserwować na pobliskich gwiazdach za pomocą istniejących instrumentów.
Największe regiony H II (z których żaden nie występuje w Galaktyce Drogi Mlecznej) mają średnicę 500 lat świetlnych i zawierają co najmniej 100 000 mas Słońca zjonizowanego gazu. Te ogromne regiony H II są zasilane przez gromady masywnych gorących gwiazd, a nie przez jakiekolwiek pojedyncze ciało gwiezdne. Typowy region H II w Galaktyce ma średnicę około 30 lat świetlnych i ma średnią gęstość około 10 atomów na cm sześciennych. Masa takiej chmury wynosi kilkaset mas Słońca. Jedynym regionem H II widocznym gołym okiem jest piękna Mgławica Oriona. Znajduje się w gwiazdozbiorze greckiego mitologicznego łowcy i jest postrzegana jako centralna „gwiazda” w mieczu Oriona. Cała konstelacja otoczona jest słabą mgławicą emisyjną, napędzaną przez kilka gwiazd w pasie Oriona, a nie przez gwiazdę pobudzającą znacznie mniejszą Mgławicę Oriona. Największym regionem H II pod względem wielkości kątowej jest Mgławica Gum, odkryta przez australijskiego astronoma Colina S. Guma. Mierzy średnicę kątową 40 ° i jest jonizowany głównie przez dwie bardzo gorące gwiazdy (Zeta Puppis i Gamma Velorum).
Badania w wysokiej rozdzielczości regionów H II ujawniają jedną z niespodzianek, które sprawiają, że badanie astrofizyki jest zachwycające. Zamiast gładkiej struktury, której można oczekiwać od gazu, można wykryć delikatne linie świetlnych żarników w najmniejszej możliwej rozdzielczości. W Mgławicy Oriona jest to około 6 miliardów kilometrów (4 miliardy mil), czyli mniej więcej promień orbity Plutona wokół Słońca. Prawie na pewno istnieją nawet najdrobniejsze szczegóły, a widma dowodzą, że znaczna część materii może zostać zebrana w gęstą kondensację lub węzły, a reszta przestrzeni jest względnie pusta. Nieskrępowany gaz wypełniłby próżnię między widocznymi włóknami za około 200 lat, w astronomicznej chwili. Gaz mgławicowy musi być powstrzymany przed ekspansją przez ciśnienie delikatnego materiału o milionach stopni pomiędzy włóknami. Jego ciśnienie jest jednak porównywalne z ciśnieniem w widocznym „ciepłym” (8000 K) gazie w regionie H II. Stąd gęstość gorącego materiału jest kilkaset razy niższa, co skutecznie uniemożliwia jego obserwację, z wyjątkiem promieniowania rentgenowskiego. Przestrzeń w całej płaszczyźnie Galaktyki Drogi Mlecznej jest w dużej mierze wypełniona tym gorącym składnikiem, który jest głównie wytwarzany i ogrzewany przez supernowe.
W regionach H II gorący gaz powstaje również z wiatrów gwiazdowych ekscytujących gwiazd. Wiatry te tworzą dużą wnękę lub bąbel w gęstszym, chłodniejszym gazie pierwotnie otaczającym taką gwiazdę. We wnętrzu bańki promieniście gwiezdny wiatr przechodzi przez przejście, w którym jego ruch promieniowy zamienia się w ciepło. Gorący gaz wypełnia następnie większość wnęki (być może 90 procent lub więcej) i służy do oddzielenia włókien ciepłego, stosunkowo gęstego obszaru H II. W kondensacji widzialnej plazmy istnieją obojętne globule, w których gaz jest dość zimny (około 100 K), ale wystarczająco gęsty (zwykle 10 000 atomów na cm sześcienny), aby mieć prawie takie samo ciśnienie jak gorące i ciepłe materiały. Krótko mówiąc, region H II jest znacznie bardziej skomplikowany niż sugerowałoby to jego promieniowanie wzrokowe.
Regionom H II prawie zawsze towarzyszą chmury molekularne na swoich granicach. Na przykład Mgławica Oriona jest jedynie widocznym zjonizowanym regionem na pobliskiej powierzchni znacznie większej ciemnej chmury; region H II jest prawie w całości wytwarzany przez jonizację zapewnianą przez pojedynczą gorącą gwiazdę, jedną z czterech jasnych gwiazd centralnych (Trapez) zidentyfikowanych przez holenderskiego astronoma Christiaana Huygensa w 1656 r. Kształt Mgławicy Oriona pojawia się przy widocznych długościach fal jako nieregularny. Jednak większość tego pozornego chaosu jest fałszywa, spowodowana raczej zaciemnieniem pyłu w neutralnym ciemnym materiale na pierwszym planie niż faktycznym rozmieszczeniem zjonizowanego materiału. Fale radiowe mogą swobodnie przenikać do pyłu, a emisja radiowa z zjonizowanego gazu ujawnia, że ma on dość okrągły kształt i jest zaskakująco symetryczny, jak widać na projekcji na niebie. Ciemny materiał na pierwszym planie zasłania około połowy zjonizowanej mgławicy.
Region H II na zewnętrznej krawędzi dużej chmury molekularnej może indukować tworzenie gwiazd. Na przykład za jasną Mgławicą Oriona, głębiej w ciemnym zimnym obłoku molekularnym Oriona, powstają dziś nowe gwiazdy. Obecnie żadna z nowych gwiazd nie jest wystarczająco masywna i gorąca, aby wytworzyć własny region H II, ale prawdopodobnie niektóre z nich ostatecznie będą. Gdy region H II jest wytwarzany z zimnego gazu cząsteczkowego przez tworzenie gorącego gwiazdy, temperatura podnosi się od około 25 do 8000 K, a liczba cząstek na centymetr sześcienny prawie czterokrotnie, gdyż każde oznacza 2 cząsteczki jest podzielona na dwie jony i dwa elektrony. Ciśnienie gazu jest proporcjonalne do iloczynu temperatury i liczby cząstek na centymetr sześcienny (niezależnie od ich masy, więc elektrony są tak samo ważne, jak znacznie cięższe jony). Zatem ciśnienie w obszarze H II jest około 800 razy większe niż ciśnienie zimnego gazu, z którego się utworzyło. Nadciśnienie powoduje gwałtowne rozszerzenie się gazu w gęstą chmurę. Szybkie formowanie się gwiazd może wystąpić w obszarze ściśniętym, tworząc powiększającą się grupę młodych gwiazd. Obserwowano takie grupy, tak zwane O-skojarzenia (z gwiazdami O) lub T-skojarzenia (z gwiazdami T Tauri). Gwiazdy składowe jednocześnie generują niezwykle szybkie odpływy z atmosfery. Wiatry te tworzą regiony gorącego, delikatnego gazu otaczającego stowarzyszenie. W końcu masywne gwiazdy w stowarzyszeniu eksplodują jako supernowe, które dodatkowo zaburzają otaczający gaz.
