A H II régió, amelyet diffúz ködnek vagy emissziós ködnek is neveznek, csillagközi anyag, ionizált hidrogén atomokból áll. Az emissziós ködben a hidrogén ionizálásáért és melegítéséért felelős energia egy központi csillagból származik, amelynek felületi hőmérséklete meghaladja a 20 000 K-t. Ezeknek a felhőknek a sűrűsége általában 10-100 000 részecske / cm3; hőmérséklete körülbelül 8000 K.
A molekuláris felhőkhöz hasonlóan a H II régiók általában kevés szabályos szerkezettel vagy éles határokkal rendelkeznek. Méretek és tömeg nagyban különböznek. Még a Nap és más viszonylag hűvös csillagok körül is van egy ionizált gáz halvány régiója, ám a meglévő eszközökkel nem lehet megfigyelni a közeli csillagoktól.
A legnagyobb H II-régiók (amelyeknek egyik sem fordul elő a Tejút-galaxisban) átmérője 500 fényév, és legalább 100 000 napelemes ionizált gázt tartalmaznak. Ezeknek a hatalmas H II régióknak a hatalmas forró csillagcsoportok hajtják, nem pedig egyetlen csillagtest. A galaxisban egy tipikus H II régió körülbelül 30 fényév átmérőjű, átlagos sűrűsége kb. 10 atom / köbcentiméter. Egy ilyen felhő tömege több száz napenergiát jelent. Az egyetlen szabad szemmel látható H II régió a gyönyörű Orion-köd. A görög mitológiai vadásznak nevezett csillagképben található, és Orion kardjának központi „csillagának” tekintik. Az egész csillagkép halvány emissziós foltot vesz körül, amelyet több csillag hajt meg az Orion övében, nem pedig a sokkal kisebb Orion-köd izgalmas csillagát. A szögnagyság szempontjából a legnagyobb H II régió a Gum köd, amelyet Colin S. Gum ausztrál csillagász fedez fel. A szögátmérője 40 °, a főleg két nagyon forró csillag (Zeta Puppis és Gamma Velorum) ionizálja.
A H II régiók nagy felbontású tanulmányai felfedik azon meglepetések egyikét, amelyek örömtelivé teszik az asztrofizika tanulmányozását. A gázoktól elvárható sima felépítés helyett a fényszálak finom ábrázolása észlelhető a legkisebb felbontható léptékig. Az Orion-ködben ez körülbelül 6 milliárd km (4 milliárd mérföld), vagy a Plútó körüli sugara körül áll, a Nap körül. Még a finomabb részletek is szinte biztosan léteznek, és a spektrumok azt mutatják, hogy az anyag nagy része sűrű kondenzációkba vagy csomókba halmozódhat fel, a többi hely viszonylag üres. A nem korlátozott gáz körülbelül 200 év alatt kitölti a vákuumot a látható izzók között, ez egy csillagászati pillanat. A ködgázt az izzószálak közötti millió fokos húzódó anyag nyomása révén meg kell akadályozni a tágulástól. Nyomás ugyanakkor összehasonlítható a H II régió látható „meleg” (8000 K) gázjának nyomásával. Ezért a forró anyag sűrűsége több százszor alacsonyabb, ami hatékonyan megakadályozza annak megfigyelését a röntgen sugarai kivételével. A Tejút-galaxis síkjának teljes területe nagyrészt meg van töltve ezzel a forró komponenssel, amelyet főként szupernóvák termelnek és fűtnek.
A H II régiókban a forró gáz az izgalmas csillagok csillagszéléből is származik. Ezek a szelek nagy üreget vagy buborékot hoznak létre a sűrűbb, hűvösebb gázban, amely eredetileg egy ilyen csillagot körülvett. A buborék belsejében a sugárirányban áramló csillagszél átmenetileg halad át, amelyben sugárirányú mozgása hővessé alakul. A forró gáz ezután kitölti az üreg nagy részét (talán legalább 90% -át) és a meleg, viszonylag sűrű H II régió filamentumainak elválasztására szolgál. A látható plazma kondenzációján belül vannak olyan semleges gömbök, amelyekben a gáz meglehetősen hideg (körülbelül 100 K), de elég sűrű (általában 10 000 atom / köbcentiméter) ahhoz, hogy nyomása nagyjából megegyezzen a forró és meleg anyagokkal. Röviden: egy H II régió sokkal bonyolultabb, mint ahogy a látósugara sugallja.
A H II régiókat szinte mindig molekuláris felhők kísérik a határokon. Az Orion-köd például csupán szembetűnő ionizált régió egy sokkal nagyobb sötét felhő közvetlen közelében; a H II régiót szinte teljes egészében az egyetlen forró csillag, azaz a négy fényes középső csillag (Trapezium) egyike képezi, amelyet 1656-ban Christiaan Huygens holland csillagász azonosított. Az Orion köd alakja látható hullámhosszon szabálytalannak tűnik.. Ennek a látszólagos káosznak nagy része hamis, amelyet inkább a sötét előtér semleges anyag porjának eltakarása okoz, nem pedig az ionizált anyag tényleges eloszlása. A rádióhullámok akadálytalanul behatolhatnak a porba, és az ionizált gázból származó rádiókibocsátás azt mutatja, hogy meglehetősen kör alakú és meglepően szimmetrikus, mint az ég felé vetítve. Az előtérben lévő sötét anyag az ionizált köd mintegy felét eltakarja.
A nagy molekuláris felhő külső szélén lévő H II régió indukálhatja a csillagképződést. Például a fényes Orion-köd mögött, a sötét, hideg Orion-molekuláris felhő mélyén, ma új csillagok alakulnak ki. Jelenleg az új csillagok egyike sem hatalmas és forró ahhoz, hogy saját H II régiót hozzon létre, ám valószínűleg némelyikük lesz. Amikor egy H II régió van előállítva hideg molekuláris gázok képződése egy forró csillag, a hőmérsékletet a mintegy 25 és 8000 K, és a részecskék száma per köbcentiméter majdnem négyszeresére, mivel minden egyes H 2 molekula két részre ionok és két elektron. A gáznyomás arányos a hőmérséklet és a részecskék számának köbcentiméter szorzatával (tömegétől függetlenül, tehát az elektronok ugyanolyan fontosak, mint a sokkal nehezebb ionok). Így a H II tartományban a nyomás körülbelül 800-szorosa annak a hideg gáznak a nyomásában, amelyből a képződött. A túlnyomás a gáz erőteljes kiterjedését okozza a sűrű felhőben. A tömörített régióban gyors csillagképződés fordulhat elő, amely növekvő fiatal csillagcsoportot eredményez. Ilyen csoportokat, az úgynevezett O-asszociációkat (O csillagokkal) vagy T-asszociációkat (T Tauri csillagokkal) figyeltünk meg. A komponens csillagok egyidejűleg rendkívül gyors kiáramlást generálnak légkörükből. Ezek a szelek forró, feszült gázrégiókat hoznak létre az egyesület körül. Végül az egyesület hatalmas csillagai szupernóvákként felrobbannak, amelyek tovább zavarják a környező gázt.
