Die Strömgren-Sphäre, benannt nach Bengt Strömgren, ist in der theoretischen Astrophysik das H-II-Gebiet um einen Stern, in dem dieser durch seine ultraviolette Strahlung einen Wasserstoffnebel ionisieren kann. Im Idealfall homogener Gasdichte ist dieser Nebel kugelförmig. Am Rande der Strömgren-Sphäre ist alle ionisierende Strahlung verbraucht, und das ionisierte Gebiet endet. Genaue Rechnungen zeigen, dass der Übergang von hauptsächlich ionisiertem zu neutralem Gas über eine im Vergleich zur Größe des Nebels kurze Distanz erfolgt, die Strömgren-Sphäre ist also scharf begrenzt. Der Radius der Strömgren-Sphäre eines Sterns hängt von der spektralen Energieverteilung und von der Dichte des Wasserstoffnebels ab. Normalerweise erzeugen nur Sterne der Spektralklassen O oder B Strahlungsfelder mit genügend ultravioletter Strahlung, um nennenswerte Strömgrensphären zu haben.
Das Gleichgewicht zwischen der Zahl der Rekombinationen von ionisiertem Wasserstoff und freien Elektronen zu neutralem Wasserstoff je Sekunde, und der Zahl der Ionisationen neutralen Wasserstoffs je Sekunde im gesamten ionisierten Nebel lässt sich beschreiben als
$ {4\pi \over 3}r_{1}^{3}N_{\rm {H}}^{2}\alpha _{B}=Q({\rm {H^{0})}} $
wobei
$ r_{1} $ Radius des Gebiets ionisierten Wasserstoffs oder Strömgren-Radius. Für einen Wasserstoffnebel mit einer Dichte von einem Atom bzw. Ion je Kubikzentimeter ist dieser Radius etwa 100 pc für die heißesten Hauptreihensterne vom Spektraltyp O5 und nur noch etwa 10 pc beim Spektraltyp B0.5, bei höherer Dichte entsprechend kleiner.
$ N_{\rm {H}} $ Dichte des Wasserstoffs (cm−3).
$ \alpha _{B} $ Rekombinationskoeffizient, ein von den atomaren Eigenschaften des Wasserstoffs und der Temperatur im Nebel bestimmter Parameter (cm3s−1).
$ Q({\rm {H^{0})}} $ Emission ionisierender Photonen (Energie > 13.6 eV) des anregenden Sterns (s−1).
