H-II-Gebiet
H-II-Gebiete sind Gebiete interstellaren Gases, bestehend aus ionisiertemem Wasserstoff. Der neutrale atomare Wasserstoff wird durch die intensive ultraviolette Strahlung naher heißer (mindestens circa 10.000K) Sterne ionisiert. Bei der ständig erfolgenden Rekombination zu neutralem Wasserstoff (und erneuten Ionisation) wird charakteristische Linienemission erzeugt. Solche Gebiete zählen daher zu den Emissionsnebeln.Wasserstoff besitzt eine relativ niedrigen Ionisationsenergie. Deshalb und weil die interstellare Materia zu 80% aus Wasserstoff besteht, leuchten viele Nebel am hellsten mit dem für Wasserstoff charakteristischen Rot bei einer Wellenlänge von 656,2 nm, die so genannte Hα-Linie der [[Balmerserie. Weitere Linien im sichtbaren Bereich sind Hβ bei 486 nm, Hγ bei 434 nm und Hδ bei 410 nm. Abhängig von Druck und Temperatur im Nebel variieren die Anteile dieser normalerweise schwächeren Linien. Die Farbe des Gesamtlichtes eines Emissionsnebels kann sich dadurch ins Rosa verschieben, wie zum Beispiel bei den vergleichsweise sehr dichten Protuberanzen der Sonne. Umgekehrt kann man aus diesem so genannten Balmerdekrement Druck und Temperatur bestimmen.