ストレームグレン球
1939年にベンクト・ストレームグレンが提唱した最初の最も簡単なモデルは、所与の密度の星間物質の表面の所与の温度と光度のうえで、単一の恒星からの電磁放射の効果を計算するものだった。計算を簡単にするため、星間物質は均質で全て水素で構成されていると仮定した。
ストレームグレンによる公式は、恒星の光度と温度の関係を記述する一方、周囲の水素ガスの密度との関係も記述する。これを用いると、理想的な電離領域の大きさがストレームグレン半径として計算できる。またストレームグレンのモデルは、ストレームグレン球の端で電離度が非常に急激に低下することも示す。これは、電離水素と中性水素の間の遷移領域が、ストレームグレン球全体の大きさと比べて非常に狭いという事実のためである。
上述の関係は、以下のように書ける。
恒星がより熱くより光度が大きければ、ストレームグレン球はより大きくなる。 周囲の水素ガスの密度がより大きければ、ストレームグレン球はより小さくなる。
ストレームグレンのモデルでは、ストレームグレン球はほぼ完全に自由光子と電子から構成される。非常に少量の水素原子が存在し、その密度は表面に向かってほぼ指数関数的に増加する。