thumb|ハッブル宇宙望遠鏡が撮影したM33銀河の巨大H II領域NGC 604
HII領域（エイチツーりょういき、）または電離水素領域は、主として若い大質量星が放射する紫外線によって、周囲の水素を主成分とするガスが光電離されている領域である。H II は1階電離した水素、すなわち陽子（H+）を表す天文学・分光学上の表記であり、中性水素は H I と表される。H II領域は寿命の短い大質量星の周囲に形成されるため、銀河における現在の大質量星形成を調べる代表的な観測対象となっている。
H II領域のガスは光電離によって加熱され、おおむね1万ケルビン（K）程度の高温になる。電子とイオンの再結合や、電子との衝突によって励起されたイオンの放射により、Hα線などの水素の再結合線や、[O III]、[N II]、[S II]などのさまざまな輝線を放つ。これらの輝線の観測から、ガスの温度や密度、元素組成などを調べることができる。
概要 O型星や早期B型星などの高温の大質量星は、水素原子を電離するのに必要な13.6電子ボルト（eV）以上のエネルギーをもつ紫外線光子を大量に放射し、周囲の中性ガスを光電離してH II領域を形成する。領域の大きさは、恒星から供給される電離光子の量とガス中で起こる再結合の釣り合いに左右される。一様な密度のガス中に1個の電離源がある場合、この電離領域を球対称として近似したモデルをストレムグレン球という。
光電離によってH II領域のガスは周囲の低温な中性ガスより高温となり、一般に高い圧力をもつ。このため電離領域は周囲のガス中へ膨張する。実際のH II領域は一様な球ではなく、周囲のガスの密度構造や、電離源となる複数の星、恒星風、輻射圧、磁場などの影響を受け、多様で複雑な構造を示す。
H II領域は可視光の水素再結合線や重元素イオンの輝線のほか、赤外線や電波でも観測される。そのスペクトルから電子温度や電子密度、元素存在量を測定できるため、星形成だけでなく、銀河内の元素組成やその空間分布、銀河の化学進化を調べる上でも重要な観測対象である。
H II領域は、同じく電離ガスからなる暖かい電離相（WIM）や高温電離相（HIM）とは区別される。WIMはH II領域と同程度の6000–10000 K程度の温度をもつが、より低密度で銀河円盤やハローに広く分布する拡散した電離ガスであり、個々の大質量星の周囲に局在するH II領域とは分布や密度が異なる。一方、HIMは106–107 K程度の非常に高温で希薄なガスで、主として超新星などによる衝撃加熱によって生じる。詳しくは「星間物質の相」を参照。
電離構造と力学的進化
光電離とストレムグレン球 高温の大質量星は、水素原子の電離エネルギーである13.6 eVを超える紫外線光子を大量に放射する。これらの光子が周囲の中性水素原子に吸収されると、電子が原子から離れて水素が電離する。一方、電離した水素では自由電子と陽子の再結合も起こる。星の周囲では電離が優勢で水素の大部分が電離しているが、星から遠ざかるにつれて電離光子が吸収されて少なくなり、ある距離で電離度が急激に低下する。
ストレムグレン半径 この電離領域を単純化して、1個の電離源が一様な密度の水素ガス中にあり、球対称で、星間塵による電離光子の吸収を無視し、電離と再結合が定常的につり合っていると仮定したモデルをストレムグレン球という。単位時間に星が放出する水素電離光子数を 、電子密度を 、陽子密度を 、水素のケースB再結合係数（後述）を とすると、この仮定のもとでは電離光子の供給率と領域内での再結合率のつり合いは
と表される。したがって、
で与えられる半径 をストレムグレン半径という。この単純化した場合には、電離光子を多く放射する星ほどストレムグレン半径は大きくなり、ガスの密度が高いほど再結合が頻繁になるため小さくなる。
ストレムグレン球はH II領域の基本的な電離構造を表す静的なモデルであるが、実際には光電離によってガスが加熱されるため、形成されたH II領域は周囲の低温な中性ガスより高い圧力をもつ。このため、電離領域はストレムグレン半径付近に達した後も静止せず、周囲のガスを押しながら膨張していく。
ケースB再結合 ここで用いるケースB再結合係数 は、自由電子が陽子と再結合するとき、電子が水素原子の基底状態（）へ直接入る場合を除いた再結合係数である。主量子数 の準位への再結合係数を とすると、
と表され、 以上の励起状態への再結合だけを数える。
電子が基底状態へ直接再結合すると、その際に13.6 eV以上のエネルギーをもつ紫外線光子（）が放出される。この光子は別の中性水素原子を電離できるため、H II領域がこのような電離光子を十分に吸収する場合には、基底状態への再結合が起きても近傍の水素原子が再び電離され、電離した水素の数は正味ではほとんど減らないとみなせる。そこでケースBでは、基底状態への直接再結合を再結合数から除外する。基底状態への再結合で生じた電離光子が近傍でただちに吸収されるとするこの扱いはオン・ザ・スポット近似と呼ばれる。
電離面と膨張 大質量星が電離光子を放射し始めると、周囲の中性ガスが電離され、電離した領域とその外側の中性ガスとの境界ができる。この境界を電離面という。電離領域が広がる過程では、電離面は大きくR型とD型に区別される。
R型からD型への移行 形成直後は電離領域がまだ小さく、領域内で起こる再結合も少ないため、多くの電離光子がさらに外側の中性水素を電離することができる。そのため、電離領域は急速に外側へ広がる。この段階の電離面はR型電離面（Rは 、「希薄」の意）と呼ばれる。
電離領域が拡大すると、内部で起こる再結合の総数が増加し、新たなガスの電離に使える光子の割合が小さくなるため、R型電離面は減速する。一様な密度のガスを仮定した場合、電離領域は短時間でストレムグレン半径付近まで広がる。
一方、光電離されたガスはおよそ104 Kと周囲の中性ガスより高温であるため、電離領域は高い熱圧力をもつ。R型電離面が減速すると、この圧力による膨張が重要となり、電離面はD型電離面（Dは 、「高密度」の意）へ移行する。D型電離面の前方には中性ガスを圧縮する衝撃波が形成され、掃き集められたガスは高密度の殻をつくる。
Spitzer解 初期のD型膨張におけるH II領域の半径の時間変化は、古典的なSpitzer解によって近似される。ここでは、一様な密度の静止した媒質中にある球対称のH II領域について、電離ガスを等温とし、周囲のガスの圧力を無視できると仮定する。初期ストレムグレン半径を 、電離ガス中の音速を 、D型膨張の開始からの時間を とすると、
と表される。この式は、H II領域内部の熱圧力によって周囲のガスを押し広げるという基本的な膨張過程を表す。
なぜ指数が になるのかは、膨張に伴う電離ガスの密度と圧力の低下から理解できる。膨張中も電離平衡が保たれるとすると、H II領域の半径が大きくなるにつれて内部の電離ガスの密度は に比例して低下する。電離ガスを等温とすれば圧力も に比例して低下する。この圧力を周囲の中性ガスを押し広げる際の動圧と釣り合わせると、膨張速度は半径のおよそ に比例して遅くなる。この関係を時間について積分すると、半径が時間の 乗に従って増加するSpitzer解が得られる。
実際のH II領域では、周囲の分子雲は一様ではなく、密度勾配や高密度の塊を含んでいる。そのため、ストレムグレン球や球対称のD型膨張はH II領域の基本的な物理を理解するための近似モデルであり、実際の形態や膨張過程はより複雑になる。より精密な解析や数値計算では異なる膨張則が得られる。
恒星風・輻射圧・磁場 H II領域の力学には、光電離によって生じる電離ガスの熱圧力のほか、恒星風、輻射圧、磁場なども影響する。大質量星からの高速の恒星風は周囲のガスと衝突して高温・低密度のガスをつくり、H II領域内部に泡状の領域を形成して電離ガスを押し広げることがある。
恒星からの放射が星間ガスや星間塵に吸収・散乱されると輻射圧が生じる。一般的なH II領域では電離ガスの熱圧力が支配的なことが多いが、非常に光度の高い星団や小さく高密度な領域では輻射圧の寄与が大きくなる場合がある。また、周囲の分子雲の磁場はガスの圧縮や構造形成に影響する。 これらの効果は、電離源の性質やガスの密度・構造などによって異なる。
恒星風が衝撃によって加熱されると、100万–1000万 K程度の高温プラズマが生じ、拡散したX線放射として観測されることがある。M17やばら星雲では、このようなX線放射が高速なO型星の恒星風によって生じたものと考えられている。
進化の時間尺度 H II領域は、電離光子を大量に放射する大質量星によって形成・維持されるため、その進化は大質量星の短い寿命と密接に関係している。近傍の星形成銀河では、分子ガスのCO放射とHα放射の空間分布から、大質量星の出現後にH II領域と親分子雲が共存する期間は約100万–500万年と求められている。これは、最初の超新星爆発より前から光電離や恒星風が親分子雲の散逸に寄与することを示すが、H II領域そのものの一律な寿命を表す値ではない。
スペクトル
水素再結合線 H II領域では、自由電子が陽子と再結合して励起状態の水素原子となった場合、電子がより低いエネルギー準位へ移る際に特定の波長の光が放射される。これを水素再結合線という。可視光ではバルマー系列が代表的で、Hα線（波長6563オングストローム（Å））、Hβ線（4861 Å）、Hγ線（4340 Å）などが観測される。なかでもHα線は強く、H II領域を光学的に観測する際の主要な輝線である。
バルマー減光 多くのH II領域では、ライマン系列の光子が領域内で再吸収されるケースB再結合を仮定する。この条件のもとでは、再結合に伴って放射されるHαやHβなどのバルマー系列の理論的な強度比を計算できる。たとえば電子温度104 K、電子密度100 cm−3程度では、Hα/Hβ強度比は約2.86となる。星間減光は短波長ほど強いため、観測されたHα/Hβなどの比を理論値と比べることで、視線上の減光の大きさを推定できる。このようなバルマー線どうしの強度比をバルマー減光（）という。
電波再結合線 水素の再結合線は可視光だけでなく、赤外線から電波まで広い波長域に現れる。電子が高い主量子数の準位間を遷移すると電波再結合線が放射される。電波は星間塵による減光をほとんど受けないため、可視光では見えにくい銀河系内のH II領域の観測に有効である。また、そのドップラー偏移から視線速度を、線幅や電波連続放射との比較から電子温度などを調べることができる。
禁制線 H II領域のスペクトルには、水素の再結合線のほか、酸素、窒素、硫黄などのイオンによる強い禁制線が見られる。代表的なものには [O III] λ4959・λ5007、[N II] λ6548・λ6583、[S II] λ6716・λ6731、[O II] λ3726・λ3729 などがある。ここで は波長を表し、たとえば λ4959 は波長4959 Åの輝線を意味する。角括弧は禁制線であることを表し、[O III] は2階電離した酸素イオン O2+による禁制線を表す。
禁制線は、電子との衝突で励起されたイオンが、遷移確率の小さい準位間を放射遷移するときに生じる。高密度の気体では、光を放つ前に別の粒子と衝突して励起エネルギーを失いやすいが、H II領域は十分に低密度であるため、放射遷移が起こりやすい。このため禁制線が強く観測される。
この過程はH II領域の主要な冷却機構でもある。電子の運動エネルギーがイオンの励起に使われ、そのエネルギーが輝線として領域外へ放出されるためである。とくに酸素のイオンが大きく寄与し、炭素、窒素、ネオン、硫黄なども重要である。
また、複数の禁制線の強度比から、H II領域の電子温度や電子密度を求めることができる。このため禁制線は、H II領域の物理状態を調べる重要な観測指標となる。
物理的性質
大きさと分類 H II領域の大きさは数千分の1パーセク（pc）程度から100 pcを超えるものまで幅広く、一般に小さい領域ほど高密度である。観測上は、大きさや電子密度などに基づいてハイパーコンパクト、超コンパクト、コンパクト、古典的H II領域などに分類される。による代表的な分類を以下に示す。
+ H II領域の大きさと密度による分類 分類 大きさ 電子密度（cm−3） ハイパーコンパクトH II領域 約0.003 pc 106以上 超コンパクトH II領域 0.1 pc以下 104以上 コンパクトH II領域 0.5 pc以下 約5 × 103以上 古典的H II領域 約10 pc 約100 巨大H II領域 約100 pc 約30 超巨大H II領域 100 pc超 約10
これらの数値は各分類の代表的な値または目安であり、H II領域を一意に区切る普遍的な境界ではない。たとえば、超コンパクトH II領域は一般に0.1 pc以下、電子密度104 cm−3以上の小さく高密度な電離領域として扱われるが、ハイパーコンパクトH II領域については文献によって大きさや密度の境界に違いがある。
コンパクト、超コンパクト、ハイパーコンパクトH II領域は、大質量星形成の初期段階と密接に関連した小さく高密度な領域として観測される。ただし、これらを単純な時間的進化系列とみなすことはできない。
一方、巨大H II領域や超巨大H II領域は、単一の星の周囲に形成された一つの電離領域というより、多数の大質量星や星団によって電離された複数の領域が連なった大規模な星形成複合体として観測される場合が多い。タランチュラ星雲などはこのような大規模なH II領域の代表例である。
電子温度 H II領域の電離ガスの電子温度は、代表的には約104 Kである。温度は、主として光電離による加熱と輝線放射による冷却のつり合いによって決まる。恒星からの紫外線が水素やヘリウムを光電離すると、電離に使われなかったエネルギーが電子の運動エネルギーとなってガスを加熱する。一方、電子との衝突で励起された酸素、炭素、窒素、ネオン、硫黄などのイオンが輝線を放射すると、エネルギーがガスから失われて冷却される。
重元素の存在量が多いほど輝線による冷却が効率的になるため、一般に金属量の高いH II領域ほど電子温度は低くなる。
電子温度は、励起エネルギーの異なる同じイオンの輝線の強度比から測定できる。代表的には [O III] λ4363 と λ4959・λ5007 の強度比が用いられ、λ4363の相対的な強さは電子温度に敏感である。[N II] λ5755 と λ6548・λ6583 も同様に利用される。
電子密度 H II領域の電子密度は領域によって大きく異なる。典型的な古典的H II領域では102 cm−3程度であるのに対し、超コンパクトH II領域では104 cm−3以上、ハイパーコンパクトH II領域では106 cm−3以上に達する場合がある。H II領域が膨張する場合には、その密度は低下していく。
電子密度は、[S II] λ6716/λ6731 や [O II] λ3726/λ3729 などの禁制線の強度比から測定できる。密度が高くなると衝突による脱励起が起こりやすくなるが、その影響の受け方が2本の線で異なるためである。
実際のH II領域内部の温度や密度は一様ではなく、高密度の塊や密度勾配が存在する。また、異なるイオンの輝線は異なる電離状態のガスを主に観測するため、求められる温度や密度は用いる輝線によって異なる場合がある。
元素存在量 電子温度と電子密度が分かれば、重元素イオンの輝線と水素再結合線の強度を比較して、各イオンの存在量を求めることができる。たとえば [O II] と [O III] から O+ と O2+ の存在量を求め、水素に対する酸素の存在量を推定する。このように、測定した電子温度を用いて元素存在量を求める方法を直接法（）または電子温度法（）という。観測できない電離状態のイオンが無視できない場合には、電離補正係数（, ICF）を用いて元素全体の存在量を推定する。
ただし、直接法に必要な [O III] λ4363 などの輝線は弱く、とくに重元素が多く電子温度の低いH II領域では検出しにくい。その場合には、[O II]、[O III]、[N II]、[S II]、Hα、Hβなどの強い輝線の比から元素存在量を推定する強輝線法（）が用いられる。強輝線法は観測的な較正や光電離モデルに基づくため、採用する較正法によって結果に系統的な差が生じることがある。
重元素の存在量は弱い再結合線から求めることもできるが、再結合線から得た値が衝突励起線から得た値より大きくなることがある。この差は存在量不一致（）と呼ばれ、その原因は現在も研究されている。
星形成との関係
H II領域は、分子雲の中で生まれた若い大質量星が周囲のガスを光電離して形成される。一方、形成されたH II領域は高温の電離ガスの圧力によって膨張し、周囲の分子ガスを圧縮したり散逸させたりする。このような大質量星から周囲の星間物質への作用をフィードバックといい、その後の星形成を促す場合と抑える場合の両方がある。
星形成の誘発 星形成を促す機構の一つがコレクト・アンド・コラプス（）である。膨張するH II領域の衝撃波が周囲の分子ガスを掃き集めて高密度の殻をつくり、その殻が重力的に不安定になると分裂・収縮して新しい星を形成する。また、H II領域の縁にすでにある高密度の分子雲の塊が電離放射を受け、表面からガスが流出する反作用で圧縮されることもある。この過程は放射駆動爆縮（, RDI）と呼ばれる。
H II領域の近くに若い星が存在するというだけでは、その星の形成がH II領域によって誘発されたとは断定できない。これらの星は、H II領域の影響がなくても分子雲の中で形成された可能性があるためである。誘発的星形成かどうかを判断するには、ガスの運動や星の年齢、分子雲の構造などを総合的に調べる必要がある。
星形成の抑制 一方、光電離は分子雲を加熱してガスを散逸させ、星形成に使われるガスを減らすこともある。そのため、H II領域の周囲で局所的に星形成が促されても、分子雲全体では星形成率が低下する場合がある。
形態と分布
形態 一様な密度のガス中に単独の電離源がある場合、H II領域はストレムグレン球に近い球状として近似できる。しかし実際の分子雲には密度のむらやフィラメント、塊があり、電離源も複数の場合があるため、多様な形態を示す。電離面は高密度の方向には進みにくく、低密度の方向へ広がりやすいため、周囲のガスの密度分布は形態を決める主要な要因となる。恒星と周囲のガスとの相対運動、恒星風、磁場なども形態に影響する。
高い角分解能の電波観測では、超コンパクトH II領域は球状または未分解型、彗星状、コア・ハロー型、殻状、不規則または多峰型などに分類される。ただし、これは観測された形の分類であり、それぞれが特定の物理過程や進化段階に一対一で対応するわけではない。また、同じH II領域でも観測波長や角分解能、見る方向によって見かけの形は変わり得る。
彗星状H II領域は、一方に明るい弧状の縁があり、反対側へ電離ガスが広がった形を示す。これは大質量星が周囲のガスに対して運動する場合や、密度勾配のある分子雲中で電離領域が低密度側へ広がる場合に生じる。
ブリスター型H II領域は、分子雲の表面近くに形成され、電離ガスが雲の外側の低密度な領域へ流れ出すH II領域である。このような低密度側への電離ガスの流れはシャンパン流（）と呼ばれる。オリオン大星雲は代表例である。
より大きな尺度では、H II領域の周囲に殻状や泡状の構造が見られることが多い。スピッツァー宇宙望遠鏡の銀河面観測では多数のリング状・泡状構造が発見され、その多くがH II領域と関連している。H II領域の外側にある光解離領域では多環芳香族炭化水素などの中間赤外線放射が強くなるため、赤外線画像では電離領域を囲むリングとして見えることがある。
H II領域の形態は時間とともに変化することもある。数値シミュレーションでは、周囲へのガスの降着や遮蔽の変化によって、同じ領域が球状、彗星状、殻状、不規則型などの間を変化する例が示されている。したがって、形態だけから年齢や進化段階を一意に決めることはできない。
銀河系内の分布 H II領域は寿命の短い大質量星によって形成されるため、銀河系における現在の大質量星形成の分布をよく反映する。主として薄い銀河円盤内にあり、銀河面の近くに強く集中する。WISEカタログを用いた研究では、銀河面に垂直な方向のスケールハイトは約30 pcと求められている。
銀河円盤内での分布も一様ではない。電波再結合線で測定した視線速度から、銀河中心から約4.3 kpcと6.0 kpcの付近にH II領域が集中することや、棒状構造の端、3キロパーセク腕に対応する構造が知られている。H II領域は分子雲やOB型星とともに、銀河系の渦状腕を調べる指標として用いられてきた。
ただし、個々のH II領域を特定の渦状腕に対応させることは容易ではない。銀河系内部では、同じ視線速度に近側と遠側の2つの距離が対応する場合があり、さらに銀河の回転運動から外れたガスの運動や、採用する渦状腕モデルによっても推定位置が変わる。
銀河系の外側では、H II領域の分布も銀河円盤の反りを反映し、銀河中心から離れるにつれて銀河面に垂直な方向への分布も厚くなる。
可視光では星間減光のため、とくに銀河面の遠方にあるH II領域は観測しにくい。このため銀河系全体を調べるには、減光の影響が小さい赤外線や電波が重要である。広域赤外線探査衛星（WISE）の全天観測では、中間赤外線の特徴的な形態から8000個を超える既知のH II領域と候補天体が抽出されている。
系外銀河のH II領域 thumb|ハッブル宇宙望遠鏡が撮影した渦巻銀河M51の中心部。渦状腕に沿って多数の赤いH II領域が分布している。
H II領域は系外銀河でも広く観測され、とくに星形成が活発な渦巻銀河や不規則銀河に多い。渦巻銀河では渦状腕に多いが、腕と腕の間にも存在する。PHANGS–MUSEでは19個の近傍星形成銀河から2万3000個を超えるH II領域が同定されている。
H II領域は晩期型銀河に多いが、楕円銀河やレンズ状銀河にも少数ながら見つかっている。したがって、その有無は銀河の形態だけではなく、現在大質量星形成が起こっているかどうかを反映する。
30 DoradusやNGC 604のように、多数の大質量星によって電離された非常に明るく大規模な巨大H II領域も知られている。一方、オリオン大星雲程度のH II領域は遠方銀河では小さく暗いため、個々に分離して観測しにくい。このため、遠方銀河で観測されるH II領域は明るく大きなものに偏りやすい。
近傍銀河では、積分視野分光によって個々のH II領域の位置とスペクトルを同時に調べることができる。一方、遠方銀河では複数のH II領域や周囲の拡散電離ガスが一つの分解要素に混ざるため、測定された輝線が単一のH II領域だけを表すとは限らない。
H II領域は銀河本体の外でもまれに観測される。NGC 1490を含む銀河群では、既知の銀河本体から少なくとも100 kpc離れた位置に小規模なH II領域が見つかっており、大規模な中性水素雲に伴っている。その元素組成などから、このガスは原始的な銀河間ガスではなく、銀河の潮汐相互作用や合体によって引き出された物質と考えられている。
星形成・銀河進化のトレーサー
H II領域の水素再結合線や重元素イオンの輝線は、星形成銀河の可視光スペクトルの主要な成分である。これらの強度や強度比から、星形成活動、ガスの金属量、電離状態、密度などを調べることができる。また、[O III]/Hβと[N II]/Hαなどの比を組み合わせた診断図は、若い大質量星による光電離と、活動銀河核や衝撃波などによる電離・励起を区別するために使われる。
星形成率 H II領域から放射される水素再結合線は、銀河の星形成率を測る指標として利用される。とくにHα線は近傍銀河で観測しやすく、代表的な指標の一つである。
Hα線の強度は、若い大質量星が放射する水素電離光子の量と関係する。通常の初期質量関数を仮定すると、Hα線は主に過去約300万–1000万年の星形成を反映する。銀河や十分に大きな星形成領域では、初期質量関数や星形成の時間変化などを仮定し、減光を補正したHα光度から星形成率を推定できる。
ただし、Hα光度は星間減光の影響を受けるほか、電離光子の一部が星間塵に吸収されたりH II領域の外へ漏れたりすると弱くなる。また、星形成率の低い領域では大質量星の数が少ないため、Hα光度と星形成率の対応に大きなばらつきが生じることがある。このため、紫外線や赤外線、電波など他の指標と組み合わせることも多い。
化学組成と銀河進化 H II領域の輝線スペクトルは、現在の星間物質のガス相に含まれる元素の量を調べる主要な手段の一つである。酸素、窒素、ネオン、硫黄、アルゴンなどの輝線と水素再結合線を比較することで、それぞれの元素の水素に対する存在量を推定できる。なかでも O/H 比は、ガスの金属量を表す代表的な指標として広く使われている。
一つの銀河にある多数のH II領域を調べると、元素存在量が銀河内でどのように変化するかを測定できる。多くの円盤銀河では、酸素などの存在量は中心部で高く、外側ほど低くなる存在量勾配を示す。銀河系でも、酸素、炭素、窒素、ネオン、硫黄などについて同様の勾配が測定されている。
こうした元素存在量は、過去の星形成で合成された元素が星間物質へ放出されてきた結果である。また、銀河への低金属量ガスの流入、銀河風によるガスの流出、銀河円盤内でのガスの移動や混合によっても変化する。そのため、H II領域から得られる元素存在量やその勾配は、銀河の化学進化を調べる重要な手掛かりとなる。
研究史 オリオン大星雲は肉眼でも見える明るい星雲であるが、星雲状のものとして記録されたのは望遠鏡による観測が始まった17世紀初頭である。1610年、フランスのニコラ＝クロード・ファブリ・ド・ペーレスクは、オリオン座の剣の領域に星雲状のものが見えることを観測記録に残した。この記録は、オリオン大星雲に関する最初期の記録の一つとされる。
19世紀後半に分光法が天文学へ導入されると、星雲の物理的性質をスペクトルから調べられるようになった。ウィリアム・ハギンズは1864年、一部の星雲が恒星のような連続スペクトルではなく少数の明るい輝線からなるスペクトルを示すことを観測し、これらが発光する気体からなることを示した。1865年にはオリオン大星雲を分光観測し、その明るい部分に3本の強い輝線が存在することを報告した。
星雲に見られる強い輝線の中には、当時の実験室では既知の元素に対応する線が見つからないものがあり、未知の元素「ネビュリウム（nebulium）」によるものではないかと考えられた。1927年、アイラ・ボーエンは、星雲の極めて低い密度では準安定状態にあるイオンが衝突によって脱励起される前に放射遷移できることを示し、主要なネビュリウム線が O2+ や N+ など既知のイオンの禁制線で説明できることを明らかにした。これによって、強い禁制線が星雲の低密度な電離ガスを特徴づけることが理解されるようになった。
1930年代には、個々の明るい星雲だけでなく、銀河系内に広がる電離水素の観測が進んだ。1938年、オットー・シュトルーベとクリス・エルヴィーははくちょう座やケフェウス座の広い領域から水素の輝線を検出し、その励起源としてO型星やB型星からの紫外線を挙げた。翌1939年、ベンクト・ストレームグレンは星間水素の電離と再結合を理論的に解析し、O型星またはO型星団の周囲に比較的明瞭な境界をもつ電離領域が形成されることを示した。この理論は、後にストレムグレン球と呼ばれるH II領域の基本モデルの基礎となった。