H II-alue, jota kutsutaan myös diffuusioksi tai emissiosumuksi, tähteiden välinen aine, joka koostuu ionisoiduista vetyatomeista. Energia, joka vastaa vedyn ionisoimisesta ja kuumentamisesta emissiosumuun, tulee keskitähdeltä, jonka pintalämpötila on yli 20 000 K. Näiden pilvien tiheys on yleensä 10 - 100 000 hiukkasta kuutiometriä kohti; niiden lämpötila on noin 8000 K.
Kuten molekyylipilviä, myös H II -alueilla on tyypillisesti vähän säännöllistä rakennetta tai teräviä rajoja. Niiden koot ja massat vaihtelevat suuresti. Auringon ja muiden suhteellisen viileiden tähtien ympärillä on jopa heikko ionisoituneen kaasun alue, mutta sitä ei voida havaita läheisistä tähtiistä olemassa olevilla instrumenteilla.
Suurimmat H II -alueet (joista yhtäkään ei esiinny Linnunradan galaksissa) ovat 500 valovuoden poikki ja sisältävät vähintään 100 000 ionisoidun kaasun aurinkomassoja. Nämä valtavat H II -alueet saavat voimansa massiivisten kuumien tähtien rypäleistä, ei minkään yksittäisen tähtikappaleen sijaan. Tyypillinen H II-alue galaksissa mittaa halkaisijaltaan noin 30 valovuotta ja sen keskimääräinen tiheys on noin 10 atomia kuutiometriä kohti. Tällaisen pilven massa on useita satoja aurinkomassoja. Ainoa paljain silmin näkyvä H II-alue on kaunis Orionin udos. Se sijaitsee kreikkalaisen mytologisen metsästäjän nimeämässä tähdistössä ja sitä pidetään Orionin miekan keskeisenä tähtenä. Koko konstellaatio on vaipottunut heikkoon säteilyn epätasaisuuteen, jota saa enemmän Orionin hihnan tähtiä kuin tähti, joka on jännittävä paljon pienemmän Orionin udoksen kohdalla. Suurin H II-alue kulmakokoon nähden on kumikumutki, jonka on löytänyt australialainen tähtitieteilijä Colin S. Gum. Mitta on 40 ° kulmahalkaisijassa ja sitä ionisoivat pääasiassa kaksi erittäin kuumaa tähteä (Zeta Puppis ja Gamma Velorum).
Korkean resoluution tutkimukset H II -alueista paljastavat yhden yllätyksistä, jotka tekevät astrofysiikan tutkimuksesta ilahduttavan. Kaasulta mahdollisesti odotettavissa olevan sileän rakenteen sijasta voidaan havaita herkkä hehkuvien filamenttien jäljitys pienimmäksi mitattavaksi mitattavaksi mitattavaksi. Orionin nebulassa tämä on noin 6 miljardia km (4 miljardia mailia) tai suunnilleen Pluton kiertoradan säteellä Auringon ympärillä. Pienemmät yksityiskohdat ovat melkein varmasti olemassa, ja spektrien perusteella on todisteita siitä, että suuri osa aineesta voi koota tiheiksi tiivistyksiksi tai solmuiksi, loput tila on suhteellisen tyhjä. Rajoittamaton kaasu täyttäisi tyhjiön näkyvien filamenttien välillä noin 200 vuodessa, tähtitieteellinen hetki. Neulakaasua on estettävä laajentumiselta miljoonan asteen heikko materiaalin paine hehkulankojen välillä. Sen paine on kuitenkin verrattavissa H II -alueen näkyvän ”lämpimän” (8000 K) kaasun paineeseen. Siksi kuuman materiaalin tiheys on useita satoja kertoja pienempi, mikä estää tehokkaasti sen havaitsemisen röntgensäteitä lukuun ottamatta. Tila Linnunradan galaksin tasossa on suurelta osin täytetty tällä kuumalla komponentilla, jota pääasiassa tuottavat ja lämmittävät supernoovat.
H II -alueilla kuumaa kaasua syntyy myös jännittävien tähtijen tähtituuleista. Nämä tuulet muodostavat suuren ontelon tai kuplan tiheämmässä, viileämmässä kaasussa, joka alun perin ympäröi tällaista tähteä. Kuplan sisäpuolella säteittäisesti virtaava tähtituuli kulkee siirtymisen läpi, jossa sen säteittäinen liike muuttuu lämmöksi. Kuuma kaasu täyttää sitten suurimman osan ontelosta (ehkä 90 prosenttia tai enemmän) ja sen avulla erotetaan lämpimän, suhteellisen tiheän H II-alueen filamentit. Näkyvän plasmakondensaation sisällä on neutraaleja palloja, joissa kaasu on melko kylmää (noin 100 K), mutta on riittävän tiheää (tyypillisesti 10 000 atomia kuutiometriä kohti), jotta sillä olisi suunnilleen sama paine kuin kuumilla ja lämpimillä materiaaleilla. Lyhyesti sanottuna, H II-alue on paljon monimutkaisempi kuin sen visuaalinen säteily viittaa.
H II -alueita seuraa melkein aina molekyylipilviä rajoillaan. Esimerkiksi Orionin udu on vain näkyvästi ionisoitunut alue paljon suuremman tumman pilven läheisillä puolilla; H II -alue syntyy melkein kokonaan yhden kuumatähteen tuottamalla ionisaatiolla, joka on yksi neljästä hollantilaisen tähtitieteilijän Christiaan Huygensin vuonna 1656 tunnistamasta kirkkaasta keskustähdestä (Trapezium). Orionin udoksen muoto näkyy näkyvissä aallonpituuksilla epäsäännöllisinä.. Suuri osa tästä näennäisestä kaaosta on kuitenkin vääriä, johtuen pölyn hämärtymisestä tummassa etualan neutraalissa materiaalissa eikä ionisoidun materiaalin todellisesta jakautumisesta. Radioaallot voivat tunkeutua pölyyn esteettömästi, ja ionisoidusta kaasusta tuleva säteily paljastaa sen olevan muodoltaan melko pyöreä ja yllättävän symmetrinen, kuten taivaalla näkyy. Etualan tumma materiaali peittää noin puolet ionisoidusta sumusta.
H II-alue suuren molekyylipilven ulkoreunalla voi indusoida tähtiä. Esimerkiksi kirkkaan Orionin udoksen takana, syvemmälle pimeän kylmän Orion-molekyylipilven sisällä, muodostuu uusia tähtiä. Tällä hetkellä mikään uusi tähti ei ole massiivinen ja tarpeeksi kuuma tuottamaan oman H II -alueen, mutta luultavasti jotkut niistä lopulta tulevat olemaan. Kun H II alue on valmistettu kylmästä molekyylipainon kaasun muodostuminen kuuma tähti, lämpötila nostetaan noin 25 8000 K, ja hiukkasten lukumäärä kuutiosenttimetriä kohden on melkein nelinkertaiseksi, koska kukin H 2 -molekyyli on jaettu kahteen ionit ja kaksi elektronia. Kaasupaine on verrannollinen lämpötilan ja hiukkasten lukumäärän tuotteeseen kuutiometrellä (riippumatta niiden massasta, joten elektronit ovat yhtä tärkeitä kuin paljon raskaammat ionit). Siten paine H II -alueella on noin 800 kertaa sen kylmän kaasun paine, josta se muodostui. Ylipaine aiheuttaa kaasun voimakkaan paisumisen tiheään pilveen. Tähtien nopea muodostuminen voi tapahtua kompressoidulla alueella, mikä tuottaa kasvavan joukon nuoria tähtiä. Tällaisia ryhmiä, ns. O-assosiaatioita (O-tähtijen kanssa) tai T-assosiaatioita (T-Tauri-tähtijen kanssa), on havaittu. Komponentitähdet tuottavat samanaikaisesti erittäin nopeat ulosvirtaukset ilmakehästään. Nämä tuulet luovat alueen kuumia, taipuvaisia kaasuja ympäröivän yhdistyksen. Lopulta yhdistyksen massiiviset tähdet räjähtivät supernovoina, jotka häiritsevät edelleen ympäröivää kaasua.
