Fizycy wykazali w latach 20. XX w., że w gazie przy ekstremalnie niskich gęstościach, elektrony mogą zapełniać metastabilne poziomy energetyczne w atomach i jonach, które przy wyższych gęstościach szybciej tracą te stany energetyczne w wyniku zderzeń. Przejścia elektronów z tych poziomów w tlenie emitują fale o długości 500,7 nm. Takie linie widmowe, które można zaobserwować tylko w przypadku gazów o niskich gęstościach, noszą nazwę linii wzbronionych. Stąd obserwacje spektroskopowe wykazały, że mgławice składają się z bardzo rozrzedzonego gazu.
W XX wieku obserwacje ujawniły, że rejony H II często zawierają gorące, jasne gwiazdy. Są one wiele razy masywniejsze od Słońca i przez to żyją znacznie krócej, a cykle ich życia wynoszą tylko kilka milionów lat (w porównaniu do gwiazd podobnych do Słońca, które żyją kilka miliardów lat). Stąd wnioskowano, że obszary H II muszą być rejonami, w których powstają nowe gwiazdy. W obszarze H II przez kilka milionów lat tworzy się gromada gorących gwiazd, wiatr gwiazdowy i ciśnienie promieniowania utworzonych gwiazd, rozproszą mgławicę przeciwdziałając powstawaniu następnych gwiazd.