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.

  Остатки вспышек сверхновых звёзд. Туманности этого типа — это тонковолокнистые эмиссионные туманности, как правило симметричные, образовавшиеся в результате вспышки сверхновой звезды. При вспышке сверхновой звезды выбрасывается существенная часть массы звезды, составляющая около 1 M, со скоростью около 10000 км/сек. Возникающая при этом сферически-симметричная ударная волна распространяется по межзвёздному газу. Через несколько сотен лет на месте вспышки наблюдаются так называемые молодые остатки вспышки — отдельные «клочья» выброшенного вещества (например, Кассиопея А) или волокнистая туманность (Крабовидная туманность). Спектральные наблюдения показали, что молодые туманности — остатки сверхновых звезд — расширяются со скоростью несколько тыс. км/сек. Флуктуации плотности межзвёздного газа при этом огибаются и обжимаются ударной волной, образуя так называемые стационарные конденсации в молодых остатках. Ударная волна постепенно тормозится, сгребая и выметая межзвёздный газ. На некоторой стадии образуется интенсивно высвечивающаяся оболочка (часть кинетической энергии вспышки расходуется на нагревание, ионизацию, возбуждение газа). Через десятки тысяч лет после вспышки наблюдаются «старые» остатки сверхновых (например, IC 443, Петля в созвездии Лебедя) и тонковолокнистые сферически-симметричные эмиссионные туманности малой поверхностной яркости. На рис. 5—6 приведены две наиболее известные туманности этого типа. Скорости расширения последних достигают 20—100 км/сек. Наиболее яркие линии в оптическом спектре остатков сверхновых звёзд Н_a, [NII], [SII], [OII], [OIII], Н_b. В отличие от других типов Т. г., в остатках вспышек сверхновых наблюдаются также «корональные» линии высокоионизованных элементов, например FeX и FeXIV в Петле в созвездии Лебедя и в туманности в созвездии Паруса. Тонковолокнистые туманности — остатки вспышек сверхновых — являются мощными источниками синхротронного радиоизлучения (синхротронный механизм радиоизлучения в астрономии был впервые применен для объяснения излучения Крабовидной туманности). С развитием рентгеновской астрономии большинство оптических туманностей этого типа отождествлено с протяжёнными источниками мягкого рентгеновского излучения с тепловым спектром. В некоторых остатках сверхновых звёзд обнаружены пульсары, представляющие собой звёздные остатки вспышки. Комплексные наблюдения туманностей в оптическом радио- и рентгеновском диапазонах привели к следующим представлениям о их природе. Внутренняя часть остатка сверхновой звезды — горячая плазма низкой плотности около 0,1 частиц в см³ и с температурой 10⁷—10⁶ К. Оптические туманности представляют собой тонкую оболочку на фронте ударной волны высокой плотности — около 10³см³ и остывшую до температуры около 10⁴ К. Тонкие ажурные волокна образуются при прохождении ударной волны по флуктуациям плотности межзвёздного газа. Масса оптической туманности определяется массой межзвёздного газа, «выметенного» и ионизованного ударной волной, и достигает несколько M за внешней границей оптической туманности находится плотная холодная оболочка нейтрального газа, достигающая несколько десятков М. Линейный размер тонковолокнистой туманности достигает 20—40 nc, возраст — десятки и сотни тысяч лет. Скорость расширения туманности падает с возрастом; после того как скорость расширения уменьшается до средней скорости движения облаков межзвёздного газа — около 10 км/сек, — туманность рассеивается в межзвёздной среде.