miniatura|Aquesta animació accelerada mostra el col·lapse d'una gegant vermella amb l'ejecció de material formant l'embolcall de la nebulosa planetària i la formació d'una nana blanca. Una nebulosa planetària és una nebulosa d'emissió formada per gas incandescent i plasma ionitzat en expansió expulsat durant la fase de branca asimptòtica de les gegants, és a dir, un objecte astronòmic gasós format a partir de l'expulsió de les capes externes d'una estrella de massa baixa o intermèdia durant l'etapa final de la seva vida. Aquest nom es va originar amb el seu primer descobriment al a causa del fet que, observades amb petits telescopis òptics, semblaven similars als planetes gegants del sistema solar. L'estrella inicial, que queda a la part central de la nebulosa, es converteix en una nana blanca que al final s'acaba refredant fins a perdre la seva energia tèrmica residual. El límit superior en massa per a passar per aquesta etapa de l'evolució estel·lar és de vuit masses solars. Les estrelles de major massa tenen una evolució totalment diferent: exploten com una supernova de tipus II i es col·lapsen, el que forma una estrella de neutrons o un forat negre. Són un fenomen de vida relativament curta, ja que només duren unes poques desenes de milers d'anys en comparació a la vida típica de les estrelles, de diversos milers de milions d'anys.
Al final de la vida de l'estrella, durant la fase de gegant vermella, les capes externes són expulsades a través de pulsacions i vents estel·lars forts. Sense aquestes capes opaques, les calentes, el nucli lluminós emet radiació ultraviolada que ionitza les capes externes expulsades de l'estrella. Aquesta escorça energitzada irradia com una nebulosa planetària.Vegeu el punt que fa referència a l'origen
Les nebuloses planetàries es compten entre els objectes més fotogènics de l'astronomia, a causa que per una banda, la major part del núvol de gas es compon d'hidrogen, mentre que l'estrella central, usualment una nana blanca, emet radiació ultraviolada. Això fa que els àtoms d'hidrogen s'ionitzin (això és, que expulsin un o més electrons), per a després recombinar-se (els electrons expulsats prèviament tornen a ser capturats pels àtoms). En el procés de recombinació, els electrons salten des dels nivells d'energia superiors a l'estat fonamental, en un procés en cascada, tot emetent fotons de freqüència visible.Vegeu més avall el punt que fa referència les característiques físiques
miniatura|alt=L'organització de la imatge és similar a la de l'ull d'un gat. Un cercle blanc brillant gairebé localitzar al centre representa l'estrella central. L'estrella central és encapsulada per un tall porpra i vermell irregular, una zona amb forma el·líptica que suggereix una petxina en tres dimensions. Tot això es troba envoltat per un parell de regions circulars superposades de color vermell amb vores grogues i verdes, el que suggereix una altra escorça en tres dimensions. |Imatge composta (raigs X/òptica de la nebulosa de l'Ull de Gat.
Les nebuloses planetàries exerceixen un paper crucial en l'evolució química de la galàxia, alliberant material al medi interestel·lar que s'ha enriquit en elements pesants i altres productes de la nucleosíntesi (com el carboni, nitrogen, oxigen i calci). A les galàxies més llunyanes les nebuloses planetàries són els únics objectes que es poden descompondre per proporcionar informació útil sobre quantitats químiques.Vegeu el punt: Recicladores de la Galàxia
Observació Les nebuloses planetàries són, en general, objectes tènues, i cap és visible a ull nu. La primera nebulosa planetària descoberta fou la nebulosa Dumbbell a la constel·lació de Vulpecula, observada per Charles Messier el 1764 i catalogada com a M27 en el seu catàleg d'objectes nebulosos. Per als primers observadors amb telescopis de baixa resolució, M27 i les nebuloses planetàries descobertes posteriorment eren semblants als planetes gegants com Urà, i William Herschel —descobridor d'aquest planeta— va generar amb el temps el terme «nebulosa planetària» per a aquests objectes, encara que, tal com sabem ara, són molt diferents dels planetes.
La naturalesa de les nebuloses planetàries es desconeixia fins que es van fer les primeres observacions espectroscòpiques a la meitat del . William Huggins va ser un dels primers astrònoms que va estudiar els espectres òptics dels objectes astronòmics, utilitzant un prisma per dispersar la seva llum. El 29 d'agost de 1864, Huggins va ser el primer a observar l'espectre d'una nebulosa planetària quan va analitzar NGC 6543. Les seves observacions d'estrelles van mostrar que els seus espectres consistien en un continu amb moltes línies fosques superposades, i més tard es va trobar que molts objectes nebulosos com la nebulosa d'Andròmeda (com es coneixia llavors) tenien espectres similars a aquestes nebuloses, que posteriorment es va veure que eren galàxies.
De totes maneres, quan va observar la nebulosa de l'Ull de Gat trobà un espectre molt diferent. En lloc d'un continu fort amb línies d'absorció superposades, la nebulosa de l'Ull de gat i altres objectes similars mostraven només un petit nombre de línies d'emissió. Les més brillants tenien una longitud d'ona de 500,7 nanòmetres, que no es corresponia amb cap línia de cap element conegut. En un primer moment es va plantejar la hipòtesi que la línia podria correspondre a element desconegut, que va ser nomenat nebulium—una idea similar havia conduït al descobriment de l'heli a través de l'anàlisi de l'espectre del Sol el 1868. Mentre que l'heli fou aïllat a la Terra poc després del seu descobriment en l'espectre del Sol, el nebulium no ho va ser. A principis del Henry Norris Russell va proposar que en lloc de ser un nou element químic, la línia a 500,7 nm corresponia a un element familiar en condicions desconegudes. La veritable naturalesa d'aquestes línies no es va descobrir fins passats més de seixanta anys després de les observacions de Huggins, amb l'aparició de la mecànica quàntica; va ser Ira Sprague Bowen, el 1928, qui va deduir que aquestes línies eren causades per àtoms d'oxigen i nitrogen ionitzat, refutant així la teoria del nebuli.Kwok 2000, pàg. 2.
miniatura|esquerra|alt=Aquesta nebulosa forma una petxina de colors amb una aparença que recorda un ull. Al centre hi ha una petita estrella amb una zona blava circular que podria representar l'iris. Està envoltada d'una àrea en forma d'iris de bandes concèntriques de color taronja. Està envoltada d'una zona en forma de les parpelles vermelles abans de la vora on es mostra l'espai pla. Les estrelles del fons formen punts per tota la imatge. |NGC 7293, La Nebulosa de l'HèlixCredit: NASA, ESA, and C.R. O'Dell (Vanderbilt University) Els físics van mostrar a la dècada del 1920 que en un gas a densitats molt baixes, els electrons podien omplir nivells excitats metaestables d'energia en àtoms i ions que en densitats més altes són ràpidament desexcitats per col·lisions. Les transicions d'electrons d'aquests nivells dels ions de nitrogen i d'oxigen (O2+ o OIII, O + i N+) originen la línia de 500,7 nm i altres línies. Aquestes línies espectrals, que només es poden veure en els gasos de molt baixa densitat, s'anomenen línies prohibides. Les observacions espectroscòpiques permeteren deduir que les nebuloses eren constituïdes de gas extremadament “enrarit”.
Les estrelles centrals de les nebuloses planetàries són molt calentes. Només quan una estrella ha esgotat tot el seu combustible nuclear es contreu a una mida tan petita, de manera que les nebuloses planetàries s'han d'entendre com una etapa final de l'evolució estel·lar. Les observacions espectroscòpiques mostren que totes les nebuloses planetàries estan en una permanent expansió. Això va conduir a la idea que les nebuloses planetàries van ser causades per les capes externes d'una estrella que les va llançar a l'espai al final de la seva vida.
Cap al final del , les millores tecnològiques van ajudar a promoure l'estudi de les nebuloses planetàries. Els telescopis espacials van permetre als astrònoms estudiar la llum emesa fora de l'espectre visible que no és detectable a partir d'observatoris terrestres (a causa del fet que només les ones de ràdio i la llum visible penetren l'atmosfera de la Terra). Els estudis d'infraroigs i ultraviolats de les nebuloses planetàries han permès determinar de forma molt més precisa la temperatura de la nebulosa, la densitat i abundància. Els dispositius d'acoblament de càrrega permeten mesurar línies espectrals molt més tènues amb més exactitud que el que havia estat possible anteriorment. Si bé moltes nebuloses semblen tenir estructures simples i regulars vistes des de la terra, les observacions fetes amb el telescopi espacial Hubble -que disposa d'una resolució òptica molt més elevada que les dels telescopis sobre l'atmosfera de la Terra- van revelar morfologies molt complexes.
Segons l'esquema de classificació espectral de Morgan-Keenan, les nebuloses planetàries són classificades com a Tipus-P, encara que aquesta notació, en la pràctica, s'utilitza rarament.
Origen miniatura|alt=L'estrella central ha allargat la corba en forma de S del qual emanen les línies blanques en direccions oposades fins a la vora. Una àrea en forma de papallona envolta la forma de S en que la forma de S correspon al cos de la papallona. | Simulació de la formació d'una nebulosa planetària d'una estrella amb un disc corbat, mostrant la complexitat que pot resultar d'una petita asimetria.Crèdit: Vincent Icke
Les estrelles de pes superior a 8 masses solars (M⊙) probablement acabaran les seves vides en una explosió de supernova. Les nebuloses planetàries poden ser conseqüència de la mort de les estrelles de massa mitjana i baixa (per sota de 0,8 M⊙).
Les estrelles passen la major part de la seva vida brillant com a resultat de reaccions de fusió nuclear que converteixen l'hidrogen en heli al nucli de l'estrella. La pressió cap a l'exterior produïda per la fusió al nucli equilibra la força gravitatòria pròpia de l'estrella i d'aquesta manera s'evita el col·lapse. Es considera que aquestes estrelles són a la seqüència principal.
Les estrelles de massa mitjana a baixa es queden sense hidrogen als seus nuclis passades unes desenes de milions a milers de milions d'anys en la seqüència principal. La gravetat comprimeix el nucli que s'escalfa. En l'actualitat, el nucli del Sol té una temperatura d'uns 15 milions de K, però quan se li acabi l'hidrogen, la compressió del nucli farà que la temperatura augmenti al voltant de 100 milions de K.
Les capes externes de l'estrella s'expandeixen enormement i es tornen molt més fredes en resposta a la temperatura molt alta del nucli. L'estrella es converteix en una gegant vermella. El nucli se segueix contraient i escalfant, i quan la seva temperatura arriba a 100 milions de K, els nuclis d'heli comencen a fusionar-se en carboni i oxigen. La represa de les reaccions de fusió atura la contracció del nucli. Cremant-se aviat l'heli es forma un nucli inert de carboni i oxigen, amb una escorça d'heli en combustió i hidrogen en combustió embolcallant-la. En aquesta darrera etapa l'estrella és visualment novament una gegant vermella i des del punt de vista estructural pertany a la branca asimptòtica de les estrelles gegants vermelles.