Origen y tiempo de vida

El precursor de una región H II es una nube molecular gigante (GMC). Las GMC son nubes muy frías (10–20 K) y densas, compuestas principalmente de hidrógeno molecular. Estas nubes pueden permanecer estables durante largos períodos, pero ondas de choque de una supernova, colisiones entre nubes o interacciones magnéticas pueden desencadenar el colapso de una parte de ellas. Cuando esto ocurre nacen nuevas estrellas mediante un proceso de fragmentación y colapso de la nube.
Debido a que las estrellas nacen dentro de una GMC, las estrellas más masivas alcanzarán temperaturas suficientemente altas como para ionizar el gas a su alrededor. Poco después de la formación de un campo de radiación ionizante, los fotones energéticos crean un frente de ionización que barre el gas a velocidades supersónicas. A medida que aumenta la distancia de la estrella ionizante, el frente de ionización se ralentiza y la presión del nuevo gas ionizado causa que se expanda su volumen. Finalmente, el frente de ionización desciende a velocidades subsónicas, y es superado por el frente de choque provocado por la expansión de la nebulosa. Así concluye la creación de una región H II.
El tiempo de vida de una región H II es del orden de unos pocos millones de años. La presión de radiación proveniente de las estrellas jóvenes finalmente se llevará todo el gas de la zona. De hecho el proceso tiende a ser muy ineficiente, ya que menos del 10 % del gas de la región H II se convierte en nuevas estrellas. El resto del gas es expulsado de la región, lo que acelera su fallecimiento, ya que para el momento en el que ya no contenga más gas, dejará de existir. También contribuyen a la pérdida de gas las explosiones de supernova de las estrellas de mayor masa, que ocurren apenas 1-2 millones de años después.