Tiền thân của vùng H II là một đám mây phân tử khổng lồ (GMC). Đám mây GMC có nhiệt độ vào khoảng 10-20 K và chứa chủ yếu phân tử hidro.[2] Các đám mây phân tử có thể tồn tại trong trạng thái ổn định trong một chu kỳ dài, nhưng sóng xung kích từ các siêu tân tinh, va chạm vào các đám mây, cùng với tương tác từ trường có thể làm suy sụp một phần của đám mây. Khi điều này xảy ra, thông qua quá trình suy sụp và chia tách các đám mây, các ngôi sao mới sẽ sinh ra (xem bài "tiến hóa sao" để có được miêu tả chi tiết hơn).[9]

Khi các ngôi sao trẻ hình thành trong đám mây phân tử khổng lồ, những ngôi sao khối lượng lớn nhất có nhiệt độ bề mặt đủ lớn làm ion hóa môi trường khí xung quanh nó.[2] Sau khi hình thành một trường ion bức xạ, các photon năng lượng cao tạo ra một tấm màn ion hóa, đẩy khí xung quanh ngôi sao ra xa với vận tốc bằng tốc độ âm thanh. Tại những khoảng cách lớn hơn nữa tính từ ngôi sao, quá trình ion hóa trở nên chậm dần, cùng với áp suất của các khí ion hóa mới sinh ra làm cho vùng ion hóa được mở rộng. Cuối cùng, bức màn ion hóa giãn nở trở nên chậm dần với vận tốc nhỏ hơn vận tốc âm thanh, vượt qua phạm vi ảnh hưởng của sóng xung kích gây ra sự giãn nở của tinh vân và vùng H II được hình thành.[10]

Thời gian tồn tại của vùng II là vài triệu năm,[11] do áp suất bức xạ từ các ngôi sao trẻ sẽ đẩy khí bao quanh chúng. Thực tế, toàn bộ quá trình hình thành sao không sử dụng nhiều khí trong vùng H II, với chỉ 1 lượng khí nhỏ hơn khoảng 10% là tham gia vào quá trình hình thành sao, phần còn lại của vùng H II sẽ bị các ngôi sao mới sinh ra thổi đi xa.[9] Mặc dù thế các vụ nổ siêu tân tinh của hầu hết các ngôi sao khối lượng làm biến mất một lượng khí trong vùng H II, sẽ chỉ diễn ra sau khoảng 1-2 triệu năm.