Có thể nhìn thấy bằng mắt thường một vài vùng II sáng nhất. Tuy nhiên, dường như chưa có tinh vân nào được chú ý đến trước khi kính viễn vọng ra đời vào đầu thế kỷ 17. Thậm chí Galileo cũng không chú ý đến tinh vân Lạp Hộ khi lần đầu tiên ông quan sát cụm sao mở trong nó (trước đó Johann Bayer coi nó là một ngôi sao, θ Orionis). Nhà thiên văn người Pháp Nicolas-Claude Fabri de Peiresc là người đầu tiên nhận ra tinh vân này năm 1610.[1] Từ đó những quan sát ban đầu đã khám phá ra nhiều vùng H II trong Ngân Hà và các thiên hà khác.[2]

William Herschel thực hiện quan sát tinh vân Lạp Hộ năm 1774, và ông miêu tả nó "là một dạng khói mù vô định hình, chứa vật liệu hỗn độn cho các mặt trời tương lai".[3] Việc xác nhận giả thuyết này phải đợi khoảng một trăm năm sau, khi William Huggins (cùng với sự hỗ trợ của vợ ông Mary Huggins) dùng phổ kế để quan sát rất nhiều loại tinh vân khác nhau. Một vài thiên thể, như tinh vân Andromeda, có phổ khá giống với của các ngôi sao, điều này cho thấy các thiên hà chứa hàng trăm triệu ngôi sao (vì lúc đó người ta chưa biết tinh vân Andromeda là một thiên hà). Nhưng những quan sát khác mang lại nhũng điều ngạc nhiên. Thay vì một dải liên tục các vạch hấp thụ mạnh xếp chồng, tinh vân Lạp Hộ và nhiều thiên thể tương tự khác có phổ chỉ với một vài vạch bức xạ.[4] Bước sóng sáng nhất của những thiên thể này là 500,7 nm, mà không tương ứng với bất kì vạch của một nguyên tố hóa học nào từng được biết ở thời đó. Giải thích ban đầu về điều này khi nhiều người cho rằng do sự xuất hiện của một nguyên tố mới, với tên gọi "Nebulim"-một ý tưởng tương tự đã dẫn đến sự phát hiện ra heli nhờ việc phân tích phổ của Mặt Trời năm 1868.[5]

Tuy nhiên, heli đã được tìm thấy trên Trái Đất ngay sau khi nó được phát hiện có trong Mặt Trời, trong khi Nebulium thì không. Vào đầu thế kỉ 20, Henry Norris Russell đưa ra ý tưởng mới trong đó vạch tại bước sóng 500,7 nm có thể là của một nguyên tố đã được biết đến nhưng nằm trong một trạng thái hoặc điều kiện khác.[6]

Trong thập niên 1920, các nhà vật lý chỉ ra rằng các khí có mật độ cực kì thấp, phần lớn các electron có thể ở mức năng lượng kích thích bán ổn định (metastable) trong các nguyên tử và ion, và khi mật độ tập trung của các nguyên tử và ion tăng lên thì trạng thái kích thích này bị phá hủy do va chạm giữa các nguyên tử hay ion.[7] Electron dịch chuyển từ các mức này trong ion kép oxy O2+ (hay [O III]) làm xuất hiện vạch 500,7 nm.[8] Những vạch phổ này, mà chỉ quan sát được trong môi trường khí có mật độ cực kì thấp, gọi là các vạch cấm. Các quan sát phổ cho thấy các tinh vân hành tinh chứa khí [O III] có mật độ rất thấp.

Trong thế kỉ 20, các nhà thiên văn cũng nhận thấy vùng H II thường chứa các ngôi sao nóng, sáng (sao loại OB).[8] Những ngôi sao này có khối lượng lớn hơn Mặt Trời rất nhiều lần, và độ tuổi rất ngắn với tổng thời gian sống của các ngôi sao chỉ vài triệu năm (so với tuổi của các ngôi sao như Mặt Trời vài tỷ năm). Từ đó họ kết luận rằng các vùng H II phải là những vùng có các ngôi sao mới đang hình thành.[8] Theo chu kỳ vài triệu năm, một cụm sao sẽ được hình thành trong vùng H II, trước khi áp suất bức xạ từ các ngôi sao trẻ nóng khiến cho tinh vân dần biến mất.[9] Cụm sao Tua Rua là một ví dụ của một cụm sao trẻ đã thổi bay vùng H II từ khi nó hình thành và chỉ còn lại dấu vết của tinh vân phản xạ.