H-II-Gebiete sind Gebiete interstellaren
Gases, bestehend aus
ionisiertem 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.
