* högenergi strålning från heta stjärnor: Dessa nebulor finns vanligtvis nära heta, unga, massiva stjärnor. Dessa stjärnor avger stora mängder ultraviolett (UV) strålning.
* jonisering och excitation: UV -strålningen från dessa stjärnor är tillräckligt kraftfull för att ta bort elektroner från atomerna i den omgivande gasen (främst väte). Denna process kallas jonisering. Atomerna är nu joniserade och finns i ett högre energitillstånd.
* rekombination och utsläpp: De joniserade atomerna är instabila och rekombineras snabbt med elektroner. Under rekombinationen sjunker elektronerna till lägre energinivåer och släpper överskottsenergin som ljusfotoner. Dessa fotoner har specifika våglängder och producerar de karakteristiska färgerna på emission nebulor.
* överflöd av gas: Jonisering Nebulae innehåller stora mängder gas, vanligtvis väte. Detta ger ett stort antal atomer som ska joniseras och upphetsade, vilket leder till en stor mängd ljusemission.
* dammspridning: Även om inte den primära källan till ljusstyrkan, kan dammpartiklar i nebulan också bidra till den totala ljusstyrkan genom att sprida det utsända ljuset.
Sammanfattningsvis: Kombinationen av högenergi-strålning från heta stjärnor, jonisering och excitation av gasatomer, efterföljande rekombination och ljusemission, och överflödet av gas i nebulan bidrar till den anmärkningsvärda ljusstyrkan av joniseringsnebulor.
