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