Массы диффузных туманностей определяют, анализируя «меру эмиссии». Так называют произведение n2еХl, где nе — электронная концентрация, а l — предполагаемая толщина туманности в парсеках. Следовательно, эта величина, пропорциональная поверхностной яркости, характеризует число атомов водорода на луче зрения в столбике сечением 1 см2 с длиной, равной толщине туманности.

Определив электронную температуру или приняв ее за 8000°, по мере эмиссии находят nе, подставляя принятое значение l. Можно обнаружить свечение с мерой эмиссии, равной всего лишь нескольким десяткам. Плотности диффузных туманностей обычно оказываются в пределах от десятка до сотни электронов (протонов) на 1 см3, а в центре туманности Ориона плотность доходит до 1000 и больше, но в общем плотности их ниже, чем в планетарных туманностях. В водородных полях плотность падает до nе=1.

Умножая массу протона на пе и на объем туманности (иногда условный), получаем массу последней. Первые такие определения были сделаны в лаборатории автора О. Д. Докучаевой для туманности Ориона и Д. П. Гук для туманности Омега. Получились массы 166 и 515 масс Солнца соответственно. Позднее Г. А. Шайн, В. Ф. Газе и другие нашли, что массы отдельных туманностей колеблются от 0,1 до сотен масс Солнца, а массы комплексов составляют тысячи масс Солнца. Наименьшие диффузные туманности близки по массе к планетарным. Что касается размеров, то они у диффузных туманностей колеблются от долей парсека до десятков парсек.

В газовых туманностях иногда наблюдается и непрерывный спектр той или иной интенсивности. Иногда он, несомненно, принадлежит пыли, особенно когда на фоне туманности видны темные прожилки, как в Трехраздельной туманности. В туманности Ориона много пыли; это видно из того, что погруженные в нее горячие звезды, как говорят, сильно покраснены. При такой плотности пыли на протяжении парсека она производила бы поглощение в 10 звездных величин!

В одних туманностях пыли больше, в других меньше, иногда одна часть туманности пылевая, другая газовая. Отсутствие следов газового спектра во многих пылевых туманностях не означает еще, что в них газа нет. Освещающие их звезды В1 и более поздних классов не могут вызвать нужную ионизацию и свечение газа, но все же его в пылевых туманностях мало, так как согласно расчетам даже при плотности ne=10–15 звезды В2-ВЗ вызвали бы заметное свечение газа. Но неясно обратное: почему нет чисто отражательных туманностей, освещенных звездами классов О и В0?

Во многих газовых туманностях, как показали наблюдения и расчеты Г. А. Шайна и С. Б. Пикельнера, непрерывный спектр обусловлен не пылью, а двухквантовыми переходами, как в планетарных туманностях, тогда как раньше этот спектр приписывали пыли. В ярких газовых туманностях, может быть, и есть пыль, но она светится отраженным светом так слабо, что ее непрерывный спектр не заметен на фоне яркого спектра, вызванного двухквантовыми переходами в газе.