Постојат 4 типови на меѓуѕвездена материја:
1) студени региони и темни облаци на гасови и прашина, со температура од околу 10 K, наречени молекуларни облаци, кадешто материјата постои во вид на молекули;
2) региони со температури од околу 200 K, кадешто егзистира молекуларен водород, па затоа овие се наречени HI региони;
3) региони со температури од околу 10000 K, околу жешките O и B ѕвезди, каде температурите се доволно високи да ги возбудат или дури јонизираат водородните атоми и затоа овие региони се нарекуваат HII региони (поради ознаката HII за јонизиран водород);
4) региони со температури од околу 106 K, каде гасот е загреан до тие температури поади експлозиите на суперновите. Ова се т.н. жешки меѓуѕвездени региони.
Во молекуларните облаци, во средини со ниска температура, атомите се комбинираат во молекули и така остануваат долго време. Притоа, ако молекуларниот облак содржи и голема количина на прашина, таа прашина лесно зрачи во инфрацрвеното подрачје и тоа многу поефикасно од самиот гас. На овој начин, регионите со многу прашина полесно се ладат од околната средина.
Во густите облаци, при ниска температура, полесно е гасот да се кондензира во сè погусти агрегати. На овој начин, во молекуларните облаци, со гравитационо привлекување се создаваат големи и масивни гасовити облици, толку масивни што притисокот во нивниот центар е доволен за да започне термонуклеарни реакции и да се создаде нова ѕвезда. На овој начин се создаваат масивните и жешки О и B ѕвезди, кои околниот регион од гасот го загреваат до високи температури и го претвораат во HII регион. На овој начин се објаснува паралелното постоење на жешки и ладни меѓуѕвездени региони околу ѕвездите.
HI и HII регионите се наоѓаат околу ѕвездите. Ѕвездите со висока температура емитуваат фотони со високи фреквенции, кои содржат повеќе енергија и повеќе ги јонизираат околните атоми. Во 1939 шведскиот астроном Bengt Strömgren ги пресметал просечните радиуси на облаците од јонизирани гасови околу ѕвездите, кои се движат од 280 pc за O5 ѕвездите до 1.0 pc за A0 ѕвездите. Надвор од овие раздалечини се наоѓа HI регионот, кој опстојува во температури од 100 K до 8000 K.
Електроните во атомите на гасовите во HII регионите постојано се возбудувани од сударите со високофреквентните фотони што доаѓаат од ѕвездите. Тие постојано преминуваат во повисоки енергетски нивоа, но потоа се враќаат во пониските и зрачат во бои карактеристични за атомот на кој му припаѓаат. Најчеста и најинтензивна светлина е црвената Hα светлина, која настанува при премин од третото во второто енергетско ниво на атомарниот водород, како и ултравиолетовата светлина при премин од второто во првото ниво. На овој начин, самите облаци од гасови зрачат своја енергија и се нарекуваат емисиони маглини.
II и HI региони околу централна ѕвезда. Емисиона маглина.
Централната ѕвезда зрачи ултравиолетово зрачење, кое се апсорбира од околните водородни атоми, јонизирајќи ги сите до одредена далечина (испрекината линија). Рекомбинацијата на електроните со атомите предизвикува повторно зрачење во сите насоки, вклучувајќи и накај Земјата, што предизвикува HII регионот да го гледаме како емисиона маглина.
