介紹
電離氫區形成的原因往往是附近有O型或B型高溫、年輕的恆星，發出大量的紫外輻射，使氣體雲中的中性氫原子發生電離。如果氣體雲的密度非常低，宇宙線也可以令氫原子電離，形成電離氫區。電離氫區中往往有大量的恆星形成過程。最終超新星爆發或者大質量恆星的星風會驅散電離氫區。
觀測
少數最明亮的H II區可以用裸眼直接看見。然而，在望遠鏡於17世紀發明之前似乎從未被注意到。即使伽利略在觀測到其中的星團時也沒有注意到獵戶座大星雲（在以前約翰·拜耳的目錄中記載為單獨的恆星：獵戶座θ）。獵戶座星雲被認為是法國的觀測者Nicolas-Claude Fabri de Peiresc在1610年發現的，此後，早期的觀測在我們的銀河系和其他星系內發現了許多的H II區。
威廉·赫歇爾在1774年觀測獵戶座星雲，將其描述為"未成形的火熱薄霧，未來能成為太陽的渾沌材料"。當威廉·哈金斯（他的妻子瑪莉·哈金斯是他的助手）將它的光譜儀對準不同的星雲觀測之後，認為這個假說必須要等待數百年才能確認。有些星雲，像是仙女座大星雲，有著與恆星相似的光譜，而推導出星系可能是數億顆單獨恆星的集合體。其它看來非常的不一樣，不是強烈的連續譜線與被疊加的吸收線，就是像獵戶座星雲和一些相似的天體，只有少數的發射譜線[1]。最明亮的是波長 500.7 納米的譜線，但當時已知的化學元素沒有一種能發射出與之相符的譜線。起初，這條譜線被假設為一種未知元素的譜線，並命名為Nebulium（一種假設的元素） －相同的想法在1868年分析太陽的光譜時，導致氦元素的發現。 然而，在太陽光譜中發現之後，氦很快就在地球的元素中被分析出來，但是Nebulium始終未被發現。在20世紀初期，亨利·諾里斯·拉塞爾建議：認定500.7納米是由新的未知元素髮出的，不如歸咎於一種熟悉的元素在不熟悉的環境下發射的。
在1920年代，物理學家已經證實在低密度下的原子和離子，被激發的電子會進入梅塔穩定能階，但在密度較高時會因為碰撞而很快的被再激發[2]，而在二價氧的電子轉換中能夠產生500.7納米譜線。這種只能在密度非常低的氣體中出現的譜線被稱為禁線。光譜上的觀測顯示星雲是由極度稀薄的氣體構成的。
在20世紀，觀測顯示在H II區經常包含熱且亮的恆星，它們的質量數倍於太陽質量，是生命期最短的恆星，它們整個的生命期只有數百萬年 (相較於類似太陽的恆星，生命期長達數十億年)。因此，天文學家猜測H II區必定是新恆星誕生的場所。一個誕生於H II區域的恆星集團必需在數百萬年的周期內生成，才能在年輕、炙熱恆星的輻射壓造成星雲的潰散前成形。昴宿星團就是在沸騰的H II區域中誕生的星團例子，但只能從反射星雲的殘餘物來追溯。
起源和生命期
H II 區域的前身是巨分子雲 (GMC)，這是非常低溫(10–20 K)和低密度，幾乎全由氫分子組成的雲氣。巨分子雲可以穩定的存在很長的一段時間，但是超新星造成的激振波、雲氣的碰撞或磁場的互動作用，都可以造成雲氣局部的塌縮。當這種情形發生後，造成雲氣開始撕裂和塌縮的程式，恆星開始誕生(冗長的敘述參見恆星演化)。
當恆星在巨分子雲內誕生時，質量最大的那些恆星所達到高溫足以使環繞在周圍的氣體游離，很快的，在電離的輻射場形成之後，高能量光子創造的電離前緣，以超音速掃掠過附近的氣體。當與造成電離的恆星距離越來越遠，電離前緣的速度也越來越慢，而新電離的氣體壓力使電離的體積持續的擴張。最後，電離前緣的速度降低至次音速，並且追上了星雲擴張中的激振波前緣，電離氫區就誕生了[3]。
一個H II區的生命周期只有數百萬年，來自年輕高熱恆星的輻射壓最終會將大多數的氣體驅散。事實上，整體過程的效率傾向是非常低的，在剩餘的氣體被吹散之前，只有不到10%的H II區的成分可以形成恆星。而造成氣體損失最嚴重的就是大質量恆星的超新星爆炸，它們在誕生後1–2百萬年就會發生。
恆星苗圃
真正在H II 區內誕生的恆星，初期會被高密度的雲氣和塵埃包圍而隱藏在其內部，只有當來自恆星的輻射壓力驅散了外圍的’繭’之後才能被看見。在這之前，包藏有恆星而密度較高的區域相對於被游離的雲氣只能看出如剪影般的輪廓—這些黑暗的斑塊就是所謂的包克球，因為天文學家巴特·包克在940年代率先提出這可能是恆星誕生場所的學說而得名。
一直到1990年，包克的假說才獲得證實，當紅外線穿透包克球外濃厚的塵埃後，證明了有年輕的恆星被包覆在內部。現在認為一個典型的包克球在一光年大小的區域內有著10個太陽的質量，並且通常可以形成兩顆或是更多恆星的系統。
除了是恆星誕生的場所，也有證據指出H II區也擁有行星系統。哈柏太空望遠鏡已經在獵戶座大星雲內揭發出數百個原行星盤(proplyds)，這些在獵戶座大星雲中的，至少有一半是由氣體和塵埃環繞著，其中包含的質量數倍於創造像我們的行星系所需要的。
