บริเวณ H IIคือบริเวณของไฮโดรเจนอะตอม ระหว่างดาว ที่ แตกตัว เป็นไอออน^{[ 1 ]}โดยทั่วไปแล้วจะอยู่ในเมฆโมเลกุลของก๊าซ ที่แตกตัวเป็นไอออนบางส่วน ซึ่งมีการก่อตัวของดาวฤกษ์เกิดขึ้นเมื่อไม่นานมานี้ มีขนาดตั้งแต่หนึ่งถึงหลายร้อยปีแสง และมีความหนาแน่นตั้งแต่ไม่กี่อนุภาคไปจนถึงประมาณหนึ่งล้านอนุภาคต่อลูกบาศก์เซนติเมตรเนบิวลาโอไรออนซึ่งปัจจุบันทราบกันว่าเป็นบริเวณ H II ถูกสังเกตการณ์ในปี ค.ศ. 1610 โดยนิโคลัส-คล็อด ฟาบริ เดอ เพียร์สค์โดยใช้กล้องโทรทรรศน์ ซึ่งเป็นวัตถุดังกล่าวชิ้นแรกที่ถูกค้นพบ

บริเวณเหล่านี้อาจมีรูปร่างใดก็ได้ เนื่องจากการกระจายตัวของดาวฤกษ์และแก๊สภายในนั้นไม่สม่ำเสมอดาวฤกษ์สีน้ำเงินอายุสั้น ที่เกิดขึ้นในบริเวณเหล่านี้จะปล่อยแสง อัลตราไวโอเลตออกมาเป็นจำนวนมากซึ่งจะทำให้แก๊สโดยรอบแตกตัวเป็นไอออน บริเวณ H II ซึ่งบางครั้ง มีขนาด กว้างหลายร้อยปีแสงมักเกี่ยวข้องกับเมฆโมเลกุลขนาดยักษ์พวกมันมักปรากฏเป็นก้อนและเป็นเส้นใย บางครั้งก็มีรูปร่างที่ซับซ้อน เช่นเนบิวลาหัวม้าบริเวณ H II อาจให้กำเนิดดาวฤกษ์หลายพันดวงในช่วงเวลาหลายล้านปี การระเบิดของ ซูเปอร์โนวาและลมดาวฤกษ์ ที่รุนแรง จากดาวฤกษ์ที่มีมวลมากที่สุดในกระจุกดาว ที่เกิดขึ้น ในที่สุดจะกระจายแก๊สที่เหลืออยู่ของบริเวณ H II ออกไป

บริเวณ H II สามารถสังเกตได้ในระยะทางไกลมากในเอกภพ และการศึกษาบริเวณ H II นอกกาแล็กซี (เช่นNGC 604และ206 ) มีความสำคัญในการกำหนดระยะทางและองค์ประกอบทางเคมีของกาแล็กซี กาแล็กซีแบบก้นหอยและแบบไร้รูปทรงมีบริเวณ H II จำนวนมาก ในขณะที่ กาแล็กซี แบบวงรีแทบจะไม่มีเลย ในกาแล็กซีแบบก้นหอย รวมถึงกาแล็กซีทางช้างเผือก ของเรา บริเวณ H II จะกระจุกตัวอยู่ในแขนก้นหอยในขณะที่ในกาแล็กซีแบบไร้รูปทรง บริเวณ H II จะกระจายตัวอย่างไม่เป็นระเบียบ กาแล็กซีบางแห่งมีบริเวณ H II ขนาดใหญ่ ซึ่งอาจมีดาวฤกษ์นับหมื่นดวง ตัวอย่างเช่น บริเวณ 30 Doradusในเมฆแมเจลแลนใหญ่และNGC 604ในกาแล็กซีไทรแองกูลัม

คำว่า H II ออกเสียงว่า "เอชทู" "H" เป็นสัญลักษณ์ทางเคมีของไฮโดรเจน และ "II" เป็นเลขโรมันสำหรับ 2 ตามธรรมเนียมในทางดาราศาสตร์ จะใช้เลขโรมัน I สำหรับอะตอมที่เป็นกลาง II สำหรับอะตอมที่มีไอออนเดี่ยว III สำหรับ อะตอม ที่มีไอออนคู่ และอื่นๆ^{[ 3 ]} H II หรือ H ⁺ประกอบด้วยโปรตอน อิสระ บริเวณH Iประกอบด้วย อะตอมไฮโดรเจน ที่เป็นกลางและกลุ่มเมฆโมเลกุลของ ไฮโดรเจน โมเลกุล H ₂

บริเวณ H II ที่สว่างที่สุดบางส่วนสามารถมองเห็นได้ด้วยตาเปล่าอย่างไรก็ตาม ดูเหมือนว่าจะไม่มีใครสังเกตเห็นมาก่อนการประดิษฐ์กล้องโทรทรรศน์ในช่วงต้นศตวรรษที่ 17 แม้แต่กาลิเลโอ เอง ก็ไม่ได้สังเกตเห็นเนบิวลาโอไรออนเมื่อเขาได้สังเกตกระจุกดาวภายในนั้นเป็นครั้งแรก (ก่อนหน้านี้ถูกจัดอยู่ในแคตตาล็อกว่าเป็นดาวดวงเดียว θ Orionis โดยโยฮันน์ บาเยอร์ ) นิโคลัส-คล็อด ฟาบริ เดอ เปเรสค์ผู้สังเกตการณ์ชาวฝรั่งเศสได้รับเครดิตว่าเป็นผู้ค้นพบเนบิวลาโอไรออนในปี 1610 ^{[ 4 ]}นับตั้งแต่การสังเกตการณ์ครั้งแรกนั้น มีการค้นพบบริเวณ H II จำนวนมากในทางช้างเผือกและกาแล็กซีอื่นๆ^{[ 5 ]}

วิลเลียม เฮอร์เชลสังเกตเห็นเนบิวลาโอไรออนในปี 1774 และบรรยายในภายหลังว่าเป็น "หมอกไฟที่ยังไม่เป็นรูปเป็นร่าง วัสดุที่วุ่นวายของดวงอาทิตย์ในอนาคต" ^{[ 6 ]}ในยุคแรก นักดาราศาสตร์แยกแยะระหว่าง " เนบิวลา แบบกระจาย " (ปัจจุบันรู้จักกันในชื่อบริเวณ H II) ซึ่งยังคงมีลักษณะพร่ามัวเมื่อขยายผ่านกล้องโทรทรรศน์ขนาดใหญ่ และเนบิวลาที่สามารถแยกออกเป็นดาวฤกษ์ได้ ซึ่งปัจจุบันรู้จักกันในชื่อกาแล็กซีภายนอกกาแล็กซีของเรา^{[ 7 ]}

การยืนยันสมมติฐานการก่อตัวของดาวฤกษ์ของเฮอร์เชลต้องรออีกร้อยปีต่อมา เมื่อวิลเลียม ฮักกินส์และแมรี ฮักกินส์ ภรรยาของเขา ได้ใช้ สเปกโทรสโคปส่องไปยังเนบิวลาต่างๆ บางแห่ง เช่นเนบิวลาแอนโดรเมดามีสเปกตรัมที่ค่อนข้างคล้ายกับดาวฤกษ์แต่กลับกลายเป็นกาแล็กซีที่ประกอบด้วยดาวฤกษ์หลายร้อยล้านดวง บางแห่งมีลักษณะแตกต่างออกไป แทนที่จะเป็นสเปกตรัมต่อเนื่องที่มีเส้นดูดกลืน ซ้อนทับ เนบิวลาโอไรออนและวัตถุที่คล้ายกันอื่นๆ กลับ แสดง เส้นการปล่อยแสงเพียงเล็กน้อย^{[ 8 ]}ในเนบิวลาดาวเคราะห์เส้นสเปกตรัมที่สว่างที่สุดเหล่านี้มีความยาวคลื่น 500.7  นาโนเมตรซึ่งไม่ตรงกับเส้นของธาตุเคมี ใดๆ ที่ รู้จัก ในตอนแรกมีการตั้งสมมติฐานว่าเส้นดังกล่าวอาจเกิดจากธาตุที่ไม่รู้จัก ซึ่งถูกตั้งชื่อว่าเนบิวเลียม —แนวคิดที่คล้ายกันนี้เคยนำไปสู่การค้นพบฮีเลียมผ่านการวิเคราะห์สเปกตรัมของดวงอาทิตย์ในปี 1868 ^{[ 9 ]}อย่างไรก็ตาม ในขณะที่ฮีเลียมถูกแยกออกมาบนโลกได้ไม่นานหลังจากที่ค้นพบในสเปกตรัมของดวงอาทิตย์ แต่เนบิวเลียมกลับไม่ถูกแยกออกมา ในช่วงต้นศตวรรษที่ 20 เฮนรี นอร์ริส รัสเซลล์เสนอว่าแทนที่จะเป็นธาตุใหม่ เส้นที่ 500.7 นาโนเมตรนั้นเกิดจากธาตุที่คุ้นเคยในสภาวะที่ไม่คุ้นเคย^{[ 10 ]}

สสารระหว่างดาว ซึ่งถือว่ามีความหนาแน่นสูงในบริบททางดาราศาสตร์นั้น อยู่ในระดับสุญญากาศสูงเมื่อเทียบกับมาตรฐานในห้องปฏิบัติการ นักฟิสิกส์แสดงให้เห็นในช่วงทศวรรษที่ 1920 ว่าในก๊าซที่มีความหนาแน่นต่ำมากอิเล็กตรอนสามารถเข้าไปอยู่ในระดับพลังงานกึ่งเสถียรที่ ถูกกระตุ้น ในอะตอมและไอออนซึ่งที่ความหนาแน่นสูงกว่าจะถูกลดระดับพลังงานลงอย่างรวดเร็วจากการชนกัน^{[ 11 ]}การเปลี่ยนผ่านของอิเล็กตรอนจากระดับเหล่านี้ในออกซิเจนที่มีไอออนสองเท่า ทำให้เกิดเส้น 500.7 นาโนเมตร^{[ 12 ]}เส้นสเปกตรัมเหล่านี้ซึ่งสามารถมองเห็นได้เฉพาะในก๊าซที่มีความหนาแน่นต่ำมากเท่านั้น เรียกว่าเส้นต้องห้าม การสังเกตการณ์ทางสเปกโทรสโกปีจึงแสดงให้เห็นว่าเนบิวลาดาวเคราะห์ส่วนใหญ่ประกอบด้วย ก๊าซออกซิเจนที่มีไอออน (OIII) ที่เบาบางมาก

ในช่วงศตวรรษที่ 20 การสังเกตการณ์แสดงให้เห็นว่าบริเวณ H II มักมีดาวฤกษ์ที่ร้อนและสว่าง [ ^{12 ] ดาวฤกษ์}เหล่านี้มีมวลมากกว่าดวงอาทิตย์หลายเท่า และเป็นดาวฤกษ์ที่มีอายุสั้นที่สุด โดยมีอายุขัยรวมเพียงไม่กี่ล้านปี (เมื่อเทียบกับดาวฤกษ์อย่างดวงอาทิตย์ซึ่งมีอายุยืนยาวหลายพันล้านปี) ดังนั้นจึงสันนิษฐานได้ว่าบริเวณ H II ต้องเป็นบริเวณที่มีการก่อตัวของดาวฤกษ์ดวงใหม่^{[ 12 ]}ในช่วงเวลาหลายล้านปี กระจุกดาวจะก่อตัวขึ้นในบริเวณ H II ก่อนที่แรงดันรังสีจากดาวฤกษ์อายุน้อยที่ร้อนจะทำให้เนบิวลาสลายไป^{[ 13 ]}

สิ่งตั้งต้นของบริเวณ H II คือเมฆโมเลกุลยักษ์ (GMC) GMC เป็นเมฆที่เย็น (10–20  K ) และหนาแน่นซึ่งส่วนใหญ่ประกอบด้วยไฮโดรเจนโมเลกุล^{[ 5 ]} GMC สามารถคงอยู่ในสถานะที่เสถียรได้เป็นเวลานาน แต่คลื่นกระแทกเนื่องจากซูเปอร์โนวาการชนกันระหว่างเมฆ และปฏิสัมพันธ์ทางแม่เหล็กสามารถกระตุ้นให้มันยุบตัวลงได้ เมื่อสิ่งนี้เกิดขึ้น ผ่านกระบวนการยุบตัวและการแตกตัวของเมฆ ดาวฤกษ์จึงถือกำเนิดขึ้น (ดูวิวัฒนาการของดาวฤกษ์สำหรับคำอธิบายที่ยาวขึ้น) ^{[ 13 ]}

เมื่อดาวฤกษ์ถือกำเนิดขึ้นภายใน GMC ดาวฤกษ์ที่มีมวลมากที่สุดจะมีอุณหภูมิสูงพอที่จะทำให้ก๊าซโดยรอบแตกตัวเป็นไอออนได้^{[ 5 ]}หลังจากการก่อตัวของสนามรังสีไอออนไนซ์ไม่นานโฟตอน พลังงานสูง จะสร้างแนวหน้าไอออนไนซ์ ซึ่งกวาดผ่านก๊าซโดยรอบด้วย ความเร็ว เหนือเสียง เมื่ออยู่ห่างจากดาวฤกษ์ที่แตกตัวเป็นไอออนมากขึ้น แนวหน้าไอออนไนซ์จะช้าลง ในขณะที่ความดันของก๊าซที่แตกตัวเป็นไอออนใหม่ทำให้ปริมาตรไอออนไนซ์ขยายตัว ในที่สุด แนวหน้าไอออนไนซ์จะช้าลงจนถึง ความเร็ว ต่ำกว่าเสียงและถูกแซงหน้าโดยแนวหน้าคลื่นกระแทกที่เกิดจากการขยายตัวของวัสดุที่ถูกขับออกมาจากเนบิวลา บริเวณ H II จึงถือกำเนิดขึ้น^{[ 14 ]}

อายุการใช้งานของบริเวณ H II อยู่ในระดับไม่กี่ล้านปี^{[ 15 ]}แรงดันรังสีจากดาวฤกษ์อายุน้อยที่ร้อนจัดจะขับไล่ก๊าซส่วนใหญ่ออกไปในที่สุด อันที่จริง กระบวนการทั้งหมดมีแนวโน้มที่จะไม่มีประสิทธิภาพมากนัก โดยมีก๊าซในบริเวณ H II น้อยกว่า 10 เปอร์เซ็นต์เท่านั้นที่ก่อตัวเป็นดาวฤกษ์ก่อนที่ส่วนที่เหลือจะถูกพัดออกไป^{[ 13 ]}การระเบิดซูเปอร์โนวาของดาวฤกษ์ที่มีมวลมากที่สุด ซึ่งจะเกิดขึ้นหลังจากเพียง 1-2 ล้านปีเท่านั้น มีส่วนทำให้ก๊าซลดลง

ดาวฤกษ์ก่อตัวขึ้นในกลุ่มก๊าซโมเลกุลเย็นที่ซ่อนดาวฤกษ์ที่เพิ่งก่อตัวขึ้น เมื่อแรงดันรังสีจากดาวฤกษ์ขับไล่ "รังไหม" ของมันออกไป ดาวฤกษ์จึงจะปรากฏให้เห็น ดาวฤกษ์สีน้ำเงินร้อนที่มีพลังมากพอที่จะทำให้ไฮโดรเจนแตกตัวเป็นไอออนในปริมาณมากและก่อตัวเป็นบริเวณ H II จะทำเช่นนั้นอย่างรวดเร็วและส่องสว่างบริเวณที่พวกมันเพิ่งก่อตัวขึ้น บริเวณหนาแน่นซึ่งประกอบด้วยดาวฤกษ์ที่อายุน้อยกว่าหรือมีมวลน้อยกว่าที่ยังคงก่อตัวอยู่และยังไม่ได้ขับไล่สสารที่พวกมันกำลังก่อตัวออกไป มักจะปรากฏเป็นเงาตัดกับส่วนอื่นๆ ของเนบิวลาที่แตกตัวเป็นไอออนบาร์ต บ็อกและ อีเอฟ ไรลีย์ ค้นหาภาพถ่ายทางดาราศาสตร์ในช่วงทศวรรษ 1940 เพื่อหา "เนบิวลามืดขนาดเล็ก" ตามข้อเสนอแนะที่ว่าดาวฤกษ์อาจก่อตัวขึ้นจากการควบแน่นในตัวกลางระหว่างดาวฤกษ์ พวกเขาพบ "วัตถุมืดรูปทรงกลมหรือรูปไข่ขนาดเล็ก" หลายแห่ง ซึ่งพวกเขาเรียกว่า "ก้อนกลม" หรือที่รู้จักกันในชื่อก้อนกลมของบ็อก (Bok globules ) ^{[ 16 ]} Bok เสนอในการประชุมสัมมนาครบรอบร้อยปีหอดูดาวฮาร์วาร์ดในเดือนธันวาคม พ.ศ. 2489 ว่ากลุ่มก้อนเหล่านี้มีแนวโน้มที่จะเป็นแหล่งกำเนิดดาวฤกษ์^{[ 17 ]}ได้รับการยืนยันในปี พ.ศ. 2533 ว่าพวกมันเป็นแหล่งกำเนิดดาวฤกษ์จริง ๆ^{[ 18 ]}ดาวฤกษ์อายุน้อยที่ร้อนจะทำให้กลุ่มก้อนเหล่านี้สลายไป เนื่องจากรังสีจากดาวฤกษ์ที่ให้พลังงานแก่บริเวณ H II จะขับไล่สสารออกไป ในแง่นี้ ดาวฤกษ์ที่สร้างบริเวณ H II ทำหน้าที่ทำลายแหล่งกำเนิดดาวฤกษ์อย่างไรก็ตาม ในการทำเช่นนั้น อาจกระตุ้นให้เกิดการก่อตัวของดาวฤกษ์ครั้งสุดท้าย เนื่องจากแรงดันรังสีและแรงดันเชิงกลจากซูเปอร์โนวาอาจทำหน้าที่บีบอัดกลุ่มก้อน ทำให้ความหนาแน่นภายในเพิ่มขึ้น^{[ 19 ]}

ดาวฤกษ์อายุน้อยในบริเวณ H II แสดงหลักฐานว่ามีระบบดาวเคราะห์อยู่ภายในกล้องโทรทรรศน์อวกาศฮับเบิลได้เปิดเผยจานโปรโตแพลนเน็ต ( proplyds ) หลายร้อยจานในเนบิวลาโอไรออน^{[ 20 ]}อย่างน้อยครึ่งหนึ่งของดาวฤกษ์อายุน้อยในเนบิวลาโอไรออนดูเหมือนจะถูกล้อมรอบด้วยจานก๊าซและฝุ่น^{[ 21 ]}ซึ่งเชื่อกันว่ามีสสารมากกว่าที่จำเป็นในการสร้างระบบดาวเคราะห์เช่นระบบสุริยะ หลาย เท่า

บริเวณ H II มีคุณสมบัติทางกายภาพที่แตกต่างกันอย่างมาก ขนาดของบริเวณเหล่านี้มีตั้งแต่บริเวณ ที่เรียกว่า กะทัดรัดมาก (UCHII) ซึ่งอาจมีขนาดเพียงหนึ่ง ปีแสงหรือน้อยกว่านั้น ไปจนถึงบริเวณ H II ยักษ์ที่มีขนาดหลายร้อยปีแสง^{[ 5 ]}ขนาดของบริเวณเหล่านี้เรียกอีกอย่างว่ารัศมีสตรอมเกรนและโดยพื้นฐานแล้วขึ้นอยู่กับความเข้มของแหล่งกำเนิดโฟตอนที่ทำให้เกิดการแตกตัวเป็นไอออนและความหนาแน่นของบริเวณ ความหนาแน่นของบริเวณเหล่านี้มีตั้งแต่มากกว่าหนึ่งล้านอนุภาคต่อลูกบาศก์เซนติเมตร^ในบริเวณ H II ที่กะทัดรัดมาก ไปจนถึงเพียงไม่กี่อนุภาคต่อลูกบาศก์เซนติเมตร^ในบริเวณที่ใหญ่ที่สุดและแผ่ขยายออกไปมากที่สุด ซึ่งหมายความว่ามวลรวมอาจอยู่ระหว่าง 100 ถึง 10⁵ ^เท่า ของมวลของดวงอาทิตย์^{[ 22 ]}

นอกจากนี้ยังมีบริเวณ "H II ที่มีความหนาแน่นสูงมาก" (UDHII) อีกด้วย^{[ 23 ]}

ขึ้นอยู่กับขนาดของบริเวณ H II อาจมีดาวหลายพันดวงอยู่ภายใน ทำให้บริเวณ H II มีความซับซ้อนมากกว่าเนบิวลาดาวเคราะห์ ซึ่งมีแหล่งกำเนิดไอออนไนซ์เพียงแหล่งเดียว โดยทั่วไปบริเวณ H II จะมีอุณหภูมิสูงถึง 10,000 K ^{[ 5 ]}ส่วนใหญ่เป็นก๊าซไอออนไนซ์ที่มีสนามแม่เหล็ก อ่อนๆ โดยมีความแรงเพียงไม่กี่นาโนเทสลา [ ^{24 ] อย่างไรก็ตาม}บริเวณ H II มักจะเกี่ยวข้องกับก๊าซโมเลกุลเย็น ซึ่งมีต้นกำเนิดมาจาก GMC เดียวกัน^{[ 5 ]}สนามแม่เหล็กเกิดจากประจุไฟฟ้าเคลื่อนที่อ่อนๆ ในก๊าซไอออนไนซ์ ซึ่งบ่งชี้ว่าบริเวณ H II อาจมีสนามไฟฟ้า^{[ 25 ]}

บริเวณ H II จำนวนหนึ่งยังแสดงสัญญาณของการแทรกซึมด้วยพลาสมาที่มีอุณหภูมิสูงกว่า 10,000,000 K ซึ่งร้อนเพียงพอที่จะปล่อยรังสีเอ็กซ์ได้ หอดูดาวรังสีเอ็กซ์ เช่นไอน์สไตน์และจันทราได้บันทึกการปล่อยรังสีเอ็กซ์แบบกระจายในบริเวณก่อกำเนิดดาวฤกษ์หลายแห่ง โดยเฉพาะอย่างยิ่งเนบิวลาโอไรออน เมสซิเยร์ 17 และเนบิวลาคารินา^{[ 27 ]} ก๊าซร้อนน่าจะมาจากลมดาวฤกษ์ที่รุนแรงจากดาวฤกษ์ประเภท O ซึ่งอาจถูกทำให้ร้อนโดยคลื่นกระแทกความเร็วเหนือเสียงในลม ผ่านการชนกันระหว่างลมจากดาวฤกษ์ที่แตกต่างกัน หรือผ่านลมที่ชนกันซึ่งถูกส่งผ่านสนามแม่เหล็ก พลาสมานี้จะขยายตัวอย่างรวดเร็วเพื่อเติมเต็มช่องว่างที่มีอยู่ในเมฆโมเลกุลเนื่องจากความเร็วเสียงสูงในก๊าซที่อุณหภูมินี้ นอกจากนี้ยังจะรั่วไหลออกทางรูที่บริเวณรอบนอกของบริเวณ H II ซึ่งดูเหมือนจะเกิดขึ้นในเมสซิเยร์ 17 ^{[ 28 ]}

ในทางเคมี บริเวณ H II ประกอบด้วยไฮโดรเจนประมาณ 90% เส้นการปล่อยไฮโดรเจนที่แรงที่สุดคือ เส้น H-alphaที่ 656.3 นาโนเมตร ทำให้บริเวณ H II มีสีแดงที่เป็นลักษณะเฉพาะ (เส้นการปล่อยนี้มาจากไฮโดรเจนที่ไม่แตกตัวเป็นไอออนที่ถูกกระตุ้น) นอกจากนี้ยังมีการปล่อย H-beta ออกมาด้วย แต่มีความเข้มประมาณ 1/3 ของ H-alpha ส่วนที่เหลือส่วนใหญ่ของบริเวณ H II ประกอบด้วยฮีเลียมโดยมีธาตุหนักในปริมาณเล็กน้อย พบว่าทั่วทั้งกาแล็กซี ปริมาณธาตุหนักในบริเวณ H II ลดลงเมื่อระยะห่างจากศูนย์กลางกาแล็กซีเพิ่มขึ้น^{[ 29 ]} ทั้งนี้เนื่องจากตลอดอายุขัยของกาแล็กซี อัตราการก่อตัวของดาวฤกษ์จะสูงกว่าในบริเวณศูนย์กลางที่มีความหนาแน่นมากกว่า ส่งผลให้บริเวณเหล่านั้นของ สสารระหว่างดาวฤกษ์ อุดม ไปด้วยผลิตภัณฑ์ของ การ สังเคราะห์ นิวเคลียสมากขึ้น

บริเวณ H II พบได้เฉพาะในกาแล็กซีเกลียวเช่น ทางช้างเผือก และกาแล็กซีไร้รูปร่างไม่พบในกาแล็กซีรูปวงรีในกาแล็กซีไร้รูปร่าง บริเวณ H II อาจกระจายอยู่ทั่วทั้งกาแล็กซี แต่ในกาแล็กซีเกลียว บริเวณ H II จะมีอยู่มากที่สุดในแขนเกลียว กาแล็กซีเกลียวขนาดใหญ่อาจมีบริเวณ H II หลายพันแห่ง^{[ 22 ]}

เหตุผลที่บริเวณ H II ปรากฏน้อยในกาแล็กซีรูปวงรีก็เพราะเชื่อกันว่ากาแล็กซีรูปวงรีเกิดขึ้นจากการรวมตัวของกาแล็กซี^{[ 30 ]}ในกระจุกกาแล็กซีการรวมตัวดังกล่าวเกิดขึ้นบ่อยครั้ง เมื่อกาแล็กซีชนกัน ดาวแต่ละดวงแทบจะไม่ชนกันเลย แต่ GMC และบริเวณ H II ในกาแล็กซีที่ชนกันจะเกิดการสั่นสะเทือนอย่างรุนแรง^{[ 30 ]}ภายใต้เงื่อนไขเหล่านี้ การระเบิดของการก่อตัวของดาวฤกษ์ครั้งใหญ่จะเกิดขึ้นอย่างรวดเร็วจนก๊าซส่วนใหญ่ถูกเปลี่ยนเป็นดาวฤกษ์แทนที่จะเป็นอัตราปกติที่ 10% หรือน้อยกว่า

กาแล็กซีที่มีการก่อตัวของดาวอย่างรวดเร็วเช่นนี้เรียกว่ากาแล็กซีระเบิดดาวกาแล็กซีรูปวงรีหลังการรวมตัวกันมีปริมาณก๊าซต่ำมาก ดังนั้นบริเวณ H II จึงไม่สามารถก่อตัวขึ้นได้อีกต่อไป^{[ 30 ]}การสังเกตการณ์ในศตวรรษที่ 21 แสดงให้เห็นว่ามีบริเวณ H II จำนวนน้อยมากที่อยู่นอกกาแล็กซี บริเวณ H II ระหว่างกาแล็กซีเหล่านี้อาจเป็นเศษซากของการแตกสลายจากแรงดึงดูดของกาแล็กซีขนาดเล็ก และในบางกรณีอาจแสดงถึงดาวรุ่นใหม่ในก๊าซที่เพิ่งสะสมเข้ามาล่าสุดของกาแล็กซี^{[ 31 ]}

บริเวณ H II มีขนาดหลากหลายมาก โดยทั่วไปแล้วจะมีลักษณะเป็นก้อนและไม่สม่ำเสมอในทุกระดับตั้งแต่เล็กที่สุดไปจนถึงใหญ่ที่สุด^{[ 5 ]}ดาวแต่ละดวงภายในบริเวณ H II จะทำให้บริเวณทรงกลมโดยประมาณ—ที่เรียกว่าทรงกลมสตรอมเกรน —ของก๊าซโดยรอบเกิดการแตกตัวเป็นไอออน แต่การรวมกันของทรงกลมการแตกตัวเป็นไอออนของดาวหลายดวงภายในบริเวณ H II และการขยายตัวของเนบิวลาที่ร้อนขึ้นไปยังก๊าซโดยรอบจะสร้างการไล่ระดับความหนาแน่น ที่คมชัด ซึ่งส่งผลให้เกิดรูปร่างที่ซับซ้อน^{[ 32 ]}การระเบิดของซูเปอร์โนวาอาจทำให้เกิดรูปร่างของบริเวณ H II ได้เช่นกัน ในบางกรณี การก่อตัวของกระจุกดาวขนาดใหญ่ภายในบริเวณ H II ส่งผลให้บริเวณนั้นกลวงจากภายใน นี่คือกรณีของNGC 604ซึ่งเป็นบริเวณ H II ขนาดใหญ่ในกาแล็กซีไทรแองกูลัม^{[ 33 ]}สำหรับบริเวณ H II ที่ไม่สามารถแยกแยะได้ ข้อมูล บางอย่างเกี่ยวกับโครงสร้างเชิงพื้นที่ ( ความหนาแน่นของอิเล็กตรอนเป็นฟังก์ชันของระยะทางจากศูนย์กลาง และการประมาณค่าความกระจัดกระจาย) สามารถอนุมานได้โดยการทำการแปลงลาปลาสผกผันบนสเปกตรัมความถี่

บริเวณ H II ที่โดดเด่นในกาแล็กซี ได้แก่ เนบิวลาโอไรออนเนบิวลาอีตาคาริเนและกลุ่มดาวเบิร์กลีย์ 59/เซเฟอุส OB4 [ ^{34 ] เนบิวลา}โอไรออน ซึ่งอยู่ห่างจากโลกประมาณ 500  พาร์เซก (1,500 ปีแสง) เป็นส่วนหนึ่งของOMC-1ซึ่งเป็นเมฆโมเลกุลขนาดยักษ์ หากมองเห็นได้ จะเห็นว่ามันครอบคลุมกลุ่มดาวโอไรออนเกือบ ทั้งหมด ^{[ 12 ]}เนบิวลาหัวม้าและวงแหวนบาร์นาร์ดเป็นอีกสองส่วนที่ส่องสว่างของเมฆก๊าซนี้^{[ 35 ]}เนบิวลาโอไรออนแท้จริงแล้วเป็นชั้นบางๆ ของก๊าซไอออนไนซ์ที่ขอบด้านนอกของเมฆ OMC-1 ดาวฤกษ์ในกระจุกดาวเทรพีเซียมและโดยเฉพาะอย่างยิ่งθ ¹โอไรโอนิสเป็นสาเหตุของการแตกตัวเป็นไอออนนี้^{[ 12 ]}

เมฆแมเจลแลนขนาดใหญ่ซึ่งเป็นกาแล็กซีบริวารของทางช้างเผือกที่อยู่ห่างออกไปประมาณ 50 กิโลพาร์เซก ( 160,000 ปีแสง ) ประกอบด้วยบริเวณ H II ขนาดยักษ์ที่เรียกว่าเนบิวลาแมงมุมทารันทูลา เนบิวลานี้มีขนาดเส้นผ่านศูนย์กลางประมาณ200 พาร์เซก ( 650 ปีแสง ) เป็นบริเวณ H II ที่มีมวลมากที่สุดและใหญ่เป็นอันดับสองใน กลุ่ม กาแล็กซีท้องถิ่น^{[ 36 ]}มันใหญ่กว่าเนบิวลาโอไรออนมาก และกำลังสร้างดาวฤกษ์หลายพันดวง บางดวงมีมวลมากกว่าดวงอาทิตย์ถึง 100 เท่า ได้แก่ ดาวOBและดาว Wolf-Rayetหากเนบิวลาแมงมุมทารันทูลาอยู่ใกล้โลกเท่ากับเนบิวลาโอไรออน มันจะส่องแสงสว่างพอๆ กับดวงจันทร์เต็มดวงในท้องฟ้ายามค่ำคืน ซูเปอร์โนวาSN 1987Aเกิดขึ้นที่บริเวณรอบนอกของเนบิวลาแมงมุมทา รันทูลา ^{[ 32 ]}

บริเวณ H II ขนาดยักษ์อีกแห่งหนึ่ง— NGC 604ตั้งอยู่ใน กาแล็กซีเกลียว M33ซึ่งอยู่ห่างออกไป 817 กิโลพาร์เซก (2.66 ล้านปีแสง) มีขนาดประมาณ240 × 250 พาร์เซก ( 800 × 830 ปีแสง ) NGC 604 เป็นบริเวณ H II ที่มีมวลมากเป็นอันดับสองในกลุ่มกาแล็กซีท้องถิ่น รองจากเนบิวลาทารันทูลา แม้ว่าจะมีขนาดใหญ่กว่าเล็กน้อยก็ตาม ภายในประกอบด้วยดาว OB และดาว Wolf-Rayet ร้อนประมาณ 200 ดวง ซึ่งทำให้ก๊าซภายในร้อนขึ้นถึงหลายล้านองศา ทำให้เกิด การปล่อยรังสี เอ็กซ์ ที่สว่างจ้า มวล รวมของก๊าซร้อนใน NGC 604 มีประมาณ 6,000 เท่าของมวลของดวงอาทิตย์^{[ 33 ]}

เช่นเดียวกับเนบิวลาดาวเคราะห์ การประมาณความอุดมสมบูรณ์ของธาตุในบริเวณ H II นั้นมีความไม่แน่นอนอยู่บ้าง^{[ 37 ]}มีสองวิธีที่แตกต่างกันในการกำหนดความอุดมสมบูรณ์ของโลหะ (ในกรณีนี้ โลหะคือธาตุอื่นที่ไม่ใช่ไฮโดรเจนและฮีเลียม) ในเนบิวลา ซึ่งอาศัยเส้นสเปกตรัมประเภทต่างๆ และบางครั้งก็พบความคลาดเคลื่อนขนาดใหญ่ระหว่างผลลัพธ์ที่ได้จากทั้งสองวิธี^{[ 36 ]}นักดาราศาสตร์บางคนอธิบายว่านี่เป็นผลมาจากความผันผวนของอุณหภูมิเล็กน้อยภายในบริเวณ H II ในขณะที่คนอื่นๆ อ้างว่าความคลาดเคลื่อนนั้นมากเกินกว่าจะอธิบายได้ด้วยผลกระทบจากอุณหภูมิ และตั้งสมมติฐานว่ามีปมเย็นที่มีไฮโดรเจนน้อยมากเพื่ออธิบายการสังเกตการณ์^{[ 37 ]}

รายละเอียดทั้งหมดของการก่อตัวของดาวฤกษ์ขนาดใหญ่ภายในบริเวณ H II ยังไม่เป็นที่รู้จักดีนัก ปัญหาสำคัญสองประการขัดขวางการวิจัยในด้านนี้ ประการแรก ระยะทางจากโลกไปยังบริเวณ H II ขนาดใหญ่นั้นค่อนข้างไกล โดยบริเวณ H II ที่ใกล้ที่สุด ( เนบิวลาแคลิฟอร์เนีย ) อยู่ห่างออกไป 300 pc (1,000 ปีแสง) ^{[ 38 ]}บริเวณ H II อื่นๆ อยู่ห่างจากโลกมากกว่าระยะทางนั้นหลายเท่า ประการที่สอง การก่อตัวของดาวฤกษ์เหล่านี้ถูกบดบังอย่างมากด้วยฝุ่น และไม่สามารถสังเกตการณ์ด้วยแสงที่มองเห็นได้ แสง วิทยุและอินฟราเรดสามารถทะลุผ่านฝุ่นได้ แต่ดาวฤกษ์ที่อายุน้อยที่สุดอาจไม่ปล่อยแสงออกมามากนักที่ความยาวคลื่นเหล่า นี้ ^{[ 35 ]}

วิกิมีเดียคอมมอนส์มีสื่อที่เกี่ยวข้องกับภูมิภาค H II

• ภาพถ่ายจากกล้องโทรทรรศน์อวกาศฮับเบิลแสดงเนบิวลาหลายแห่ง รวมถึงบริเวณ H II หลายแห่ง
• ข้อมูลจาก SEDS
• บันทึกการเรียนวิชาดาราศาสตร์ของมหาวิทยาลัยฮาร์วาร์ดเกี่ยวกับบริเวณ H II