Les astronomes amateurs connaissent bien les nébuleuses. Elles sont de trois types : les nébuleuses obscures, les nébuleuses diffuses et les nébuleuses planétaires. Si on les différencie en fonction de leur aspect, elles ont également des origines très différentes.

La Tête de Cheval dans la constellation d’Orion est une des plus connues du public. Cette étrange forme sombre est un parfait exemple de ce que les astronomes appellent une nébuleuse obscure. On peut encore citer la nébuleuse du "Sac de Charbon" (dans la Croix du Sud) ou les nervures noires dans la nébuleuse M 20 (dans le Sagittaire).

Une nébuleuse obscure est un nuage de poussières ou de gaz froid, qui n’émet pas de lumière et oblitère les étoiles à la manière d’un voile sombre. Les poussières qui composent ces nuages ont un diamètre moyen de 1 micron (0,001 mm). La concentration en poussières est 100 fois plus importante dans les nébuleuses de ce type que dans le reste du milieu interstellaire de notre galaxie. Elle ne dépasse pourtant qu’à peine le milliardième de gramme par km³ !

Les nébuleuses diffuses sont de 2 types : les nébuleuses par réflexion et celles à raies d’absorption. Elles sont toutes deux constituées d’hydrogène, l’élément le plus abondant de l’Univers, mais aussi de poussières.

Les nébuleuses par réflexion se contentent de réfléchir la lumière que leur envoient les étoiles proches. Elles sont bleues, car les poussières renvoient plus la lumière bleue que les autres couleurs. Les restes de la nébuleuse entourant les Pléiades illustre à merveille ce type de nébuleuse.

Les nébuleuses à raie d’émission (ou plus simplement nébuleuses par émission) émettent leur propre lumière. Les atomes d’hydrogène qui les constituent sont excités par la puissante lumière ultraviolette des étoiles proches. Grâce à cette lumière, l’hydrogène est ionisé, c’est-à-dire qu’il perd son unique électron. Lors de cette ionisation, l’hydrogène émet un photon. Ce processus est à l’origine de la luminosité de la nébuleuse.

Pour qu’il y ait ionisation, il faut que l’étoile proche émette suffisamment de lumière ultraviolette. Seules les étoiles de type spectral O, B et A en sont capables. Ainsi, les étoiles de type O peuvent-elles ioniser le gaz sur un rayon de 350 années-lumière et celles de type A sur 2 années-lumière seulement.

Les nébuleuses à émission sont souvent mélangées à des nébuleuses par réflexion. C’est le cas de la nébuleuse d’Orion M42. En son centre, le Trapèze d’Orion - un groupe de quatre grosses étoiles émettant fortement en ultraviolet - ionise une grande partie du gaz : celui-ci émet alors une lumière rouge correspondant à une émission de la raie Ha. La nébuleuse M42 a une masse 700 fois supérieure à celle du Soleil. C’est déjà important, mais rappelons que la nébuleuse de la Rosette, dans la constellation de la Licorne, a une masse équivalente à 9000 masses solaires. Le diamètre de ces nébuleuses est compris entre 40 et 400 années-lumière.

Autant les nébuleuses diffuses sont liées à la naissance des étoiles, puisque ces dernières naissent en leur sein, autant les nébuleuses planétaires annoncent la mort proche ou en cours des étoiles. Le nom de "nébuleuse planétaire" provient des premières observations de ces objets qui ont parfois un aspect circulaire, comme une planète. Là s’arrête en revanche la comparaison entre nébuleuse planétaire et planète.

Lorsqu’une étoile vieillit, elle devient une géante rouge : elle gonfle démesurément et sa surface se refroidit (d’où sa couleur rouge). L’étoile expulse alors une partie des gaz de sa surface (l’équivalent de 10 à 20 % de la masse du Soleil), puis se contracte en naine blanche. Il s’agit d’un type d’étoile compact dont la surface est très chaude, puisque sa température de surface est comprise entre 30 000 et 100 000°C. Elle est suffisamment chaude pour briller surtout dans l’ultraviolet. Ce rayonnement illumine les gaz expulsés jadis en les ionisant, et forme ainsi une nébuleuse planétaire.

Contrairement à ce que l’on pourrait penser, les nébuleuses planétaires sont généralement asymétriques (seules 10 % d’entre elles ont la forme d’un anneau). On ne sait toujours pas exactement pourquoi ces nébuleuses ont une telle structure. Elles ont en moyenne un diamètre moyen d’une année-lumière et se diluent dans l’espace en 100 000 ans environ.

Les couleurs observées proviennent des différents éléments plus ou moins ionisés qui émettent chacun dans une longueur d’onde bien particulière. Ainsi, les atomes d’hydrogène émettent une lumière rouge, tandis que l’oxygène brille en vert. L’usage de filtres très sélectifs permet de gommer la luminosité du fond du ciel, tout en ne laissant passer que la couleur précise qu’émet l’atome (par exemple l’oxygène ionisé 2 fois). De ce fait, le contraste de la pâle nébuleuse est bien meilleur, car le fond du ciel est bien sombre.