Nébuleuse en émission

L'ionisation est en général produite par les photons à grande énergie émis par une étoile jeune et chaude se trouvant à proximité ; par exemple le rayonnement UV d'une étoile de type OB. Habituellement, une jeune étoile ionisera une partie du nuage qui l'a engendrée, mais seules les étoiles massives et chaudes peuvent fournir la quantité d'énergie exigée pour ioniser une partie significative d'un nuage interstellaire. Souvent, un amas entier de jeunes étoiles effectue le travail. Cette ionisation échauffe le milieu interstellaire environnant ; la température typique est aux alentours de 10 000  K mais dépend de la composition et de la densité du milieu.

La couleur des nébuleuses dépend de leur composition chimique et de l'intensité de leur ionisation. Beaucoup de nébuleuses en émission sont à dominante rouge, la couleur de la raie de l'hydrogène alpha à 656,3 nanomètres de longueur d'onde, en raison de la forte présence d'hydrogène dans les gaz interstellaires et de son potentiel d'ionisation relativement bas. Si l'ionisation est plus intense, d'autres éléments peuvent être ionisés et les nébuleuses peuvent émettre non seulement dans d'autres nuances de rouge (soufre II à 671,9 et 673,0 nm), mais aussi dans le vert (oxygène III à 495,9 et 500,7 nm) et dans le bleu (hydrogène bêta à 486,1 nm). Ainsi, en examinant le spectre des nébuleuses, les astronomes peuvent déduire leur composition chimique. La plupart des nébuleuses en émission sont formées d'environ 90 % d'hydrogène, le reste étant de l'hélium, de l'oxygène, de l'azote et d'autres éléments.

On peut classer les nébuleuses en émission en quatre catégories.