Эмиссионные Т. г. — это области НII (ионизованного водорода). Источником энергии их свечения являются звёзды спектрального класса О (см. Спектральная классификация звёзд), имеющие температуру поверхности 25000—50000 К и массу около 10 М10 масс Солнца). Ультрафиолетовое излучение звезды ионизует и возбуждает водород на расстоянии от нескольких nc до десятков nc в зависимости от плотности межзвёздного газа. Рекомбинационное излучение Н и Не, возбуждение электронным ударом атомов О, S, N определяют оптический спектр эмиссионных Т. г.: наблюдаются яркие спектр, линии бальмеровской серии, запрещенные линии [OII], [OIII], [NII], [SII] и др., слабый непрерывный спектр. В радиодиапазоне туманности этого типа излучают тепловой непрерывный спектр, рекомбинационные линии Н и Не, возникающие при переходах между очень высокими энергетическими уровнями линии OH, H₂O и др. Методы исследования физических условий в диффузных туманностях разработаны Х. Цанстра (Нидерланды), Л. Спицером (США), Б. Стрёмгреном (Швеция), М. Ситоном (Великобритания), В. И. Проником (СССР). Структура и массы туманностей исследованы советскими астрономами Г. А. Шайном и В. Ф. Газе. Температура эмиссионных Т. г. — около 8000 К. Наблюдается небольшое падение температуры с расстоянием от центра возбуждения к периферии. Плотность газа 10—1000 атомов в см³ (10^—23—10^—21 г/см^—3), плотность пыли (по массе) в среднем в 100 раз меньше. Пыль и газ перемешаны, однако наблюдаются флуктуации плотности. Массы отдельных туманностей — от 1 M до нескольких десятков M. Диффузные туманности имеют тенденцию образовывать большие комплексы, включающие несколько объектов разных типов и разной яркости; массы больших комплексов достигают сотен и тысяч M. Граница между эмиссионной Т. г. (областью HII) и окружающим газом (областью нейтрального водорода HI) — резкая, толщина переходного слоя — около 0,05 nc. Область НII расширяется под действием давления горячего газа, резкая граница — ионизационный фронт — распространяется по окружающему холодному газу. Локальные уплотнения межзвёздного газа огибаются и «обжимаются» фронтом. Так образуются светлые и тёмные мелкомасштабные структуры в эмиссионных Т. г.: глобулы, римы, вытянутые жгуты («слоновые хоботы»), кометообразные туманности.

  Отражательные Т. г. являются результатом отражения света ярких звёзд спектральных классов B5 — B9 плотными газово-пылевыми облаками (см. рис. 2). Свечение отражательных Т. г. по спектру подобно свету освещающих их звёзд. Отражательные Т. г. меньше и слабее по яркости, чем эмиссионные; их светимости в десятки раз меньше светимости звезды. Если отражательная Т. г. освещена звездой спектрального класса BI, на отражённый спектр звезды накладываются эмиссионные линии свечения газа самой туманности.

  Тёмные Т. г. представляют собой плотные газово-пылевые облака, вблизи которых нет возбуждающих или освещающих звёзд. Они видны на фоне Млечного Пути или другой, светлой туманности как тёмные образования. Наиболее плотные тёмные Т. г. называются «угольными мешками». Физические условия и кинематика туманностей этого типа исследовались по наблюдениям межзвёздных линий поглощения атомов CaII, NaI, CaI, KI, TiII, FeII и молекул CN, CH, CHII и др. В 50—70-х гг. 20 в. тёмные Т. г. исследуются путём наблюдений радиоизлучения HI в линии 21 см и радиолиний OH, NH₃, CO, CH₃, OH, HCN и др. Температура в областях HI около 50 К, в наиболее плотных газово-пылевых комплексах 5—10 К, средняя плотность около 10² — 10⁴ молекул в см³.

  Связь диффузных Т. г. со звёздами, согласно теоретическим исследованиям, имеет генетический характер: в плотных газово-пылевых комплексах происходит процесс конденсации звёзд из диффузной среды. Большие комплексы (с массой 10³ — 10⁴ M

, температурой около 50 К, размерами до десятков nc) сжимаются в результате гравитационной неустойчивости. Сжавшись до достаточной плотности, комплекс разбивается на независимо сжимающиеся части, образуя конденсации протозвёзд. Часть гравитационной энергии затрачивается на нагревание протозвезды; после начала ядерных реакций протозвезда становится обычной звездой, ионизует и освещает несконденсировавшиеся остатки газа и пыли, образуя диффузные туманности. В 70-е гг. 20 в. получены некоторые наблюдательные подтверждения этой точки зрения: обнаружены холодные плотные молекулярные облака (температура около 5 К; средняя плотность молекулярного водорода 10⁴ молекул в см³, достигает 10⁷ молекул в см³); обнаружены компактные источники мазерного (OH и H₂O) излучения, размером около 1 — 10 астрономических единиц с плотностью 10⁶—10⁷ молекул в см³, движущиеся друг относительно друга со скоростями несколько км/сек. Согласно гипотезе советского астронома И. С. Шкловского, в центре таких сверхплотных образований находятся протозвёзды, инфракрасное излучение которых осуществляет «накачку» мазеров.

  Планетарные туманности. Планетарные Т. г. — это эмиссионные туманности, имеющие вид диска или кольца, небольшого углового размера (от нескольких секунд до нескольких минут дуги). На рис. 3—4 — две наиболее известные планетарные Т. г. — NGC6720 и NGC6853 (туманности обозначаются сокращённым названием каталога и номером, под которым они в каталоге записаны), В центре планетарной Т. г. находится ядро — звезда, породившая туманность и возбуждающая её свечение. Спектры ядер, относящиеся либо к звёздам типа Вольфа — Райе с широкими эмиссионными линиями, либо к ранним О-звёздам, свидетельствуют о температуре, достигающей 50 тыс. — 100 тыс. К. Мощное ультрафиолетовое излучение горячего ядра является источником энергии ионизации и возбуждения атомов в туманности. Самые яркие линии в спектре свечения планетарных Т. г. — небулярные линии [OIII]. Кроме того, наблюдается рекомбинационное излучение Н, Не, а также ударное возбуждение линий [OII], [NII], [NeIII], [NeIV] [NeV], [SII], [SIII], [AIII] и др. элементов. Результаты наблюдений планетарных Т. г. послужили материалом для развития классических астрофизических методов определения температуры, плотности, химического состава туманностей, определения температуры ядер (А. Боуэн, Л. Аллер, Д. Мензел в США; М. Ситон в Великобритании). Температура планетарных Т. г. 10000—20000 К, плотность — несколько тыс. атомов в см³ (в ярких компактных туманностях — десятки тыс. атомов в см³), наблюдается высокая степень ионизации элементов (выше, чем в диффузных Т. г.). Степень ионизации падает от центра туманности к периферии. Планетарные Т. г. вследствие давления горячего газа расширяются, скорость расширения составляет 10—40 км/сек и возрастает к периферии. По мере расширения падает поверхностная яркость туманностей; на этом основан метод оценки расстояния до планетарных Т. г. и их линейного размера. Размеры планетарных Т. г. достигают 0,1—1 nc; масса газа в средней туманности — около 0,1 M. Существует связь между характером ядра и типом туманности: маленькие яркие планетарные Т. г. имеют ядра типа Вольфа — Райе, кольцеобразные — ядра с непрерывным спектром, большие неправильные туманности — обычные звёзды спектрального класса О. Это свидетельствует о том, что ядро существенно изменяется за характерное время эволюции планетарной Т. г., составляющее десятки тысяч лет. Согласно современной теории звёздной эволюции, образование планетарных Т. г. и их ядер есть закономерный процесс эволюции красных гигантов. На поздней стадии эволюции красный гигант сбрасывает наружные слои, образуя медленно расширяющуюся оболочку. «Обнажившаяся» горячая внутренняя часть звезды сжимается и превращается в маленькое плотное горячее ядро планетарной Т. г. На протяжении десятков и сотен тысяч лет ядро, постепенно остывая, превращается в обычный белый карлик, а планетарная Т. г. рассеивается в межзвёздной среде. Статистика и распределение в пространстве планетарных Т. г., красных гигантов и белых карликов в основном подтверждают приведённые представления об эволюции планетарных Т. г.