Una nebulosa de emisión es una nube de gas, fundamentalmente hidrógeno, ionizada por la radiación ultravioleta de estrellas jóvenes y calientes (tipo O y B) en su interior. Los fotones con energía ≥ 13,6 eV arrancan los electrones de los átomos de hidrógeno y crean una región ionizada llamada región H II. Los electrones liberados en la ionización se recombinan con los protones, y al hacerlo emiten líneas espectrales en transiciones específicas, dando a la nebulosa su característico color rojo (línea Hα a 656,3 nm) o, cuando hay oxígeno doblemente ionizado en condiciones de baja densidad, líneas «prohibidas» verde-azuladas como la [O III] a 500,7 nm.
Son las regiones más espectaculares del cielo profundo y, sobre todo, son las «guarderías» estelares: indican zonas donde el colapso de nubes moleculares ha producido estrellas masivas en pocos millones de años. La nebulosa de Orión (M42) es el ejemplo más cercano (≈ 1 350 años luz) y se observa fácilmente con prismáticos como un débil resplandor en la espada de Orión; en su interior, el cúmulo del Trapecio mantiene ionizada toda la región. Otras emblemáticas son la Laguna (M8), la Trífida (M20) y la nebulosa del Águila (M16) con sus famosos «pilares de la creación» fotografiados por el Hubble y el JWST.
La estructura interna refleja un equilibrio dinámico entre presión radiativa, choques de los vientos estelares y autogravedad. La frontera entre la región ionizada y el gas neutro circundante se llama frente de ionización y se desplaza típicamente a velocidades de varios km/s. La vida útil de una nebulosa de emisión es corta a escala cósmica (≈ 10⁶-10⁷ años): cuando las estrellas masivas que la iluminan agotan su combustible, explotan como supernovas y dispersan el gas, dejando atrás un cúmulo abierto joven.