Z naszego punktu widzenia dysk ten wydaje się prawie jednolitym zbiorem gwiazd, jednak w rzeczywistości zbudowany jest on również z chmur pyłu i gazu, które mogą mieć rozmiary nawet setek parseków ( i temperaturę bliską 20 K. Takie niewidoczne w świetle widzialnym zagęszczenia pyłu i gazu stanowią swego rodzaju gwiezdne przedszkola - rodzą się w nich nowe gwiazdy. Promieniowanie tych gwiazd jest jednak niewidoczne, ponieważ jest tłumione przez otaczający je gęsty materiał molekularny.

Ewolucja gwiazd jest ściśle związana z ich masą początkową - ogólnie rzecz ujmując, masywniejsze gwiazdy ewoluują szybciej niż ich mniej masywne odpowiedniki. Dlatego często klasyfikujemy gwiazdy ze względu na ich masę (wyrażaną w jednostkach mas Słońca, Te o masie poniżej określa się jako mało masywne (low-mass), podczas gdy o gwiazdach o masie powyżej tej umownej granicy mówi się, że są masywne (high-mass). Główna różnica między nimi polega na tym, że gwiazdy z pierwszej grupy zakończą swoje życie mniej spektakularnie, jako białe karły (otoczone mgławicą planetarną), a te z drugiej grupy eksplodują jako supernowe, pozostawiając po sobie gwiazdy neutronowe albo czarne dziury.

Masywne gwiazdy są szczególnie interesujące ze względu na ich wpływ na otaczające je środowisko międzygwiazdowe (tzw. feedback). Generowane przez nie wiatry słoneczne, promieniowanie gwiazdowe i jonizujące, a w końcu ich "śmierć" w wyniku wybuchu supernowej uwalniają ogromne ilości energii i pędu do otaczającego je ośrodka międzygwiezdnego. Ten swego rodzaju "pakiet energetyczny" znacząco modyfikuje strukturę chmur pyłu i gazu otaczających masywną gwiazdę, co z kolei ma istotny wpływ na powstawanie nowej generacji gwiazd. Jak to się dzieje? We wczesnych etapach powstawania gwiazd o wysokiej masie emisja fotonów kontinuum Lymana jonizuje atomy wodoru (gazu występującego najobficiej we Wszechświecie) i tworzy zjonizowany obszar (potocznie zwany ), obserwowalny z Ziemi dzięki emisji zachodzącej podczas rekombinacji wodoru od drugiego do pierwszego wzbudzonego poziomu. Jeżeli założymy, że mamy do czynienia z doskonale jednorodnym ośrodkiem międzygwiazdowym, obszar przyjmuje kształt kuli i jest znany jako sfera Strömgrena. Wewnątrz tej sfery poziom jonizacji jest równy poziomowi rekombinacji, a jej promień jest określony wzorem:

gdzie to liczba fotonów o energiach powyżej granicy Lymana, emitowanych np. z masywnej gwiazdy, to gęstość atomów wodoru w środowisku międzygwiazdowym, a to współczynnik rekombinacji wodoru do wszystkich poziomów z wyjątkiem stanu podstawowego. Z powyższego równania widzimy, że jeśli liczba fotonów Lymana rośnie, to wzrasta też liczba zjonizowanych atomów, przez co zwiększa się promień sfery Z drugiej strony, jeśli gęstość wodoru wzrośnie, to zmniejszy się, ponieważ fotony będą absorbowane na krótszej odległości.

Ze względu na różnicę temperatur pomiędzy regionem ) a obszarem go otaczającym ( K) region poszerza się. Jest to proces zachodzący przy prędkości naddźwiękowej i dlatego front jonizacyjny jest poprzedzony frontem uderzeniowym. Podczas ekspansji materiał otaczający region , składający się głównie z pyłu i gazu jest uwięziony pomiędzy tymi dwoma frontami, tworząc pierścień wokół gwiazdy. Cała taka struktura (obszar zjonizowanego gazu i otaczający go pierścień) jest często nazywana bańką (bubble). Rozszerzanie się takiej "bańki" zatrzymuje się dopiero wtedy, gdy pierścień pyłu i gazu staje się na tyle gęsty, że ciśnienie materii równoważy ciśnienie jonizacyjne gwiazdy.

Rys. 1 Schemat obszaru i długości fali, w których obserwowane są jego poszczególne regiony. Dwa obszary najbliżej środka są również widoczne dla długości fali H oraz w promieniowaniu centymetrowym

Obserwacje baniek w różnych długościach fal pozwalają odkryć ich różne komponenty, co zaprezentowane jest na rysunku 1 Przedstawione są na nim obszary bańki wraz z długościami fal, w których mogą być one obserwowane. I tak, rozpoczynając od najkrótszych fal - w bliskiej podczerwieni widoczny jest neutralny gaz i pył, przyjmujące postać ciemnej plamy kontrastującej z jasnym tłem wypełnionym gwiazdami. Następnie, idąc w kierunku większych długości fali, a co za tym idzie, niższych temperatur, możemy zaobserwować wspomniany wcześniej pierścień bańki. Jest on bardzo dobrze widoczny na długościach fal rzędu z powodu emisji wielopierścieniowych węglowodorów aromatycznych (PAH). Dalej widzimy obszar fali uderzeniowej, w którym promieniowanie gwiazdy jonizującej podgrzewa pył, przez co emituje on promieniowanie od długości fali Z kolei emisja zimnego pyłu, który został wyrzucony podczas ekspansji poza bańkę, jest obserwowana od do milimetrowych długości fal. Przy długości fali centymetrowej region może być również obserwowany dzięki procesowi zwanemu bremsstrahlung, zachodzącemu wówczas, gdy elektron przemieszcza się blisko protonu, ale nie na tyle, aby zjonizowany wodór mógł ulec rekombinacji. Odchylenie spowodowane przyciąganiem protonu powoduje wówczas utratę energii kinetycznej elektronu. Energia ta jest przekształcana w foton, obserwowalny przy długości fali radiowej.

Rys. 2 RCW 120 obserwowana na długości fali (emisja PAH), w której widoczny jest pierścień otaczający obszar zjonizowanego gazu. Okrąg zaznacza miejsce, w którym znajduje się masywna gwiazda odpowiedzialna za stworzenie bańki . Strzałka wskazuje kierunek, w którym obserwowane jest "wyciekanie" promieniowania

Jeden z najbardziej reprezentatywnych obszarów naszej galaktyki, ze względu na swój prawie idealny (ale nie całkiem, co widać na rysunku 2) sferyczny kształt nosi nazwę RCW-120. Znajduje się stosunkowo niedaleko (tylko 1,3 kpc), przez co jest łatwy do obserwacji. Niewielkie odchylenia od sferyczności, widoczne na zdjęciu, są spowodowane niejednorodnym początkowym rozkładem materiału, z którego później powstała bańka. Na przykład górna część RCW-120 nie jest wystarczająco gęsta, przez co promieniowanie "przecieka" poza bańkę. To zjawisko zwane jest champain flow. Jeżeli gwiazda jonizująca znajduje się w stosunkowo rzadkim środowisku gazu i pyłu, to takie wypływy mogą powstać w różnych miejscach bańki, tworząc tak zwany dwubiegunowy obszar . Często również kilka masywnych gwiazd umiejscowionych jest w stosunkowo niewielkiej odległości (powstały z tej samej chmury pyłu i gazu) i ich obszary nakładają się na siebie, tworząc skomplikowane struktury dalekie od sferycznych baniek.

Dzięki obserwacjom prowadzonym w dalekiej i bliskiej podczerwieni w naszej Galaktyce zaobserwowano około 8000 regionów . Co interesujące, na obrzeżach tych odkrytych obszarów znajduje się około 30% wszystkich masywnych gwiazd naszej Galaktyki. Dlaczego to takie ważne? Masywne gwiazdy są bardzo rzadko spotykanymi obiektami, ponieważ długość ich "życia" jest bardzo krótka (oczywiście w skali Wszechświata). Dlatego odkrywanie obszarów , wokół których najwyraźniej znajduje się ich najwięcej, może przyczynić się do lepszego poznania mechanizmów powstawania gwiazd o masach większych niż Uważa się, że rozszerzanie się obszarów powoduje tworzenie się gęstych obszarów pyłu i gazu, dostarczając w ten sposób materiału i kreując warunki do powstawania masywnych gwiazd. Proces tworzenia się gwiazd wywoływany rozszerzaniem się obszarów nazywany jest z języka angielskiego triggering (niestety wiele pojęć związanych z astronomią nie ma jeszcze polskich odpowiedników). Obecność obszaru może przyspieszyć tempo (zwiększyć efektywność) tworzenia się gwiazd w środowisku, w którym wcześniej powstawały, lub spowodować zwiększenie się średniej masy nowo powstających gwiazd (tzw. weak triggering). Może też wywołać procesy tworzenia się gwiazd w obszarach, w których wcześniej nie było do tego warunków (tzw. hard triggering). Tak przedstawia się ogólny opis procesów odpowiedzialnych za tworzenie się gwiazd na obrzeżach regionów . Szczegóły wciąż jednak pozostają w strefie dyskusji.