thumb|225px|La nebulosa Ojo de Gato. Imagen en falso color (visible y rayos X) tomada por el telescopio espacial Hubble. Una nebulosa planetaria es un objeto astronómico que se forma cuando una estrella similar al Sol agota su combustible nuclear y comienza a expulsar sus capas exteriores hacia el espacio. Este proceso crea una estructura brillante de gas y polvo; principalmente hidrógeno y helio, en expansión alrededor del cuerpo celeste que se ilumina por la radiación de la estrella central.
Las nebulosas se encuentran en el espacio interestelar. La nebulosa más cercana a la Tierra se llama la Nebulosa Helix. Está aproximada a 650 años luz de la Tierra.
Se le atribuye el nombre de nebulosa planetaria ya que sus descubridores, en el , observaron que su apariencia era similar a los planetas gigantes vistos a través de los telescopios ópticos de la época.
Al final de la vida de las estrellas que alcanzan la fase de gigante roja, las capas exteriores de la estrella son expelidas debido a pulsaciones y a intensos vientos estelares. Tras la expulsión de estas capas, subsiste un pequeño núcleo de la estrella, el cual se encuentra a una gran temperatura y brilla de manera intensa. La radiación ultravioleta emitida por este núcleo ioniza las capas externas que la estrella había expulsado.Las nebulosas planetarias son fenómenos relativamente breves en términos astronómicos ya que tiene una duración de decenas de miles de años (el tiempo de vida de una estrella común ronda los 10 000 000 de años).
Las nebulosas planetarias son objetos de gran importancia en astronomía, debido a que desempeñan un papel crucial en la evolución química de las galaxias, devolviendo al medio interestelar metales pesados y otros productos de la nucleosíntesis de las estrellas (como carbono, nitrógeno, oxígeno y calcio). En galaxias lejanas, las nebulosas planetarias son los únicos objetos de los que se puede obtener información útil acerca de su composición química.
Los astrónomos utilizan telescopios muy potentes para tomar imágenes de nebulosas lejanas como el Telescopio Espacial Spitzer y el Telescopio Espacial Hubble. Las imágenes tomadas por el telescopio espacial Hubble han revelado que muchas nebulosas planetarias presentan morfologías extremadamente complejas. Solamente en torno a un quinto de ellas muestran formas más o menos esféricas. El mecanismo que produce esta amplia gama de formas no se comprende todavía muy bien, aunque se cree que las estrellas binarias centrales, los vientos estelares y los campos magnéticos podrían ejercer un papel importante.
Observaciones y descubrimientos thumb|250px|right|La nebulosa Dumbbell. Crédito: NASA y L. Barranger (STScI/AVL). Por lo general, las nebulosas planetarias son objetos tenues que no pueden ser observados a simple vista. La primera nebulosa planetaria en ser descubierta fue la nebulosa Dumbbell, en la constelación de Vulpecula, que fue observada el 12 de julio de 1764 por Charles Messier, e incluida en su catálogo de nebulosas como M27. El nombre le fue dado posteriormente por John Herschel debido a su parecido con una mancuerna (en inglés dumb-bell).
Para los primeros observadores con telescopios de baja resolución, la apariencia de estas nebulosas era similar a los planetas gigantes del sistema solar. El primero en percatarse de ello fue Antoine Darquier, descubridor de la nebulosa del Anillo en 1779. Sin embargo, fue William Herschel, descubridor de Urano unos años antes, quien en 1784 acuñó finalmente el nombre de «nebulosa planetaria» para denominar a estos objetos, aunque realmente son muy diferentes a los planetas y no poseen ninguna relación.
La naturaleza de las nebulosas planetarias permaneció desconocida hasta que se realizaron las primeras observaciones espectroscópicas. El 29 de agosto de 1864, William Huggins tomó el primer espectro de una nebulosa planetaria, la nebulosa Ojo de Gato, mediante la utilización de un prisma que dispersaba su luz. Al analizar su espectro, Huggins esperaba encontrarse con un espectro de emisión continuo, como ya había observado anteriormente en otras nebulosas como la galaxia de Andrómeda. Sin embargo, lo que observó fue un pequeño número de líneas de emisión. En palabras del propio Huggins:
thumb|250px|left|La nebulosa del Anillo. Crédito: The Hubble Heritage Team (AURA/STScI/NASA).
Esto se debe a que en el espectro de las nebulosas planetarias predominan las líneas de emisión, como en los gases, al contrario que en las nebulosas formadas por estrellas, que presentan un espectro continuo. Huggins identificó una línea de Balmer del hidrógeno (en concreto H, correspondiente al color cian), aunque también aparecían otras líneas mucho más brillantes, como la correspondiente a 500.7 nm, que los astrónomos no lograban identificar con ningún elemento.
Para explicar la emisión de estas líneas, se sugirió la existencia de un nuevo elemento denominado nebulio. La verdadera naturaleza de estas líneas no se descubrió hasta pasados más de sesenta años desde las observaciones de Huggins, con la aparición de la mecánica cuántica; fue Ira Sprague Bowen, en 1928, quien dedujo que estas líneas eran causadas por átomos de oxígeno y nitrógeno ionizado, refutando así la teoría del nebulio.
Bowen demostró que en gases de densidades extremadamente bajas los electrones pueden poblar niveles de energía metaestables excitados, que en gases de densidades más elevadas se desexcitarían rápidamente debido a las colisiones existentes entre átomos. Las transiciones de los electrones desde estos niveles a otros de menor energía en los átomos de oxígeno y nitrógeno ionizado, como O2+, O+ o N+, producen la emisión de las líneas que Huggins no supo identificar, incluida la correspondiente a 500.7 nm. Estas líneas espectrales reciben el nombre de líneas prohibidas, y solamente aparecen en gases de muy baja densidad, por lo que se deduce que las nebulosas planetarias están formadas de gas altamente enrarecido (baja densidad).
Los espectros en la banda de luz visible de las nebulosas planetarias son de hecho tan diferentes de los de otros objetos celestes que se usan para determinar la existencia de una nebulosa planetaria aunque su tamaño aparente sea tan pequeño que no permita su identificación mediante fotometría. En concreto, las líneas del oxígeno doblemente ionizado, O2+, a 500.7 nm y a 495.9 nm y la línea de Balmer H, aun cuando están presentes en espectros de otros objetos como novas y supernovas, en ningún caso tienen tanta intensidad como en los espectros de las nebulosas planetarias.
Hacia finales del , las mejoras tecnológicas ayudaron en el estudio y comprensión de las nebulosas planetarias. Los telescopios espaciales permitieron a los astrónomos estudiar la luz emitida más allá del espectro visible, la cual no puede ser detectada desde los observatorios situados en tierra, ya que solamente las ondas de radio y la luz del espectro visible atraviesan la atmósfera sin sufrir perturbaciones. Los estudios realizados en el infrarrojo y el ultravioleta revelan mucha más información de las nebulosas planetarias, como su temperatura, su densidad o las abundancias de los distintos elementos. La tecnología CCD permitió medir de una manera mucho más precisa las líneas espectrales más débiles. El telescopio espacial Hubble mostró que, aunque muchas nebulosas parecen a priori poseer una estructura muy básica vistas desde los observatorios terrestres, la gran resolución óptica de los telescopios situados sobre la atmósfera terrestre revela morfologías que pueden llegar a ser extremadamente complejas.
Gracias a que el telescopio Espacial James Webb permite observar infrarrojos, se descubrieron distintas características de la nebulosa NGC 3132. Se descubrió que la nebulosa está formada por cuatro estrellas y que tiene un sistema binario ya que se encontró un halo con forma estructural espiral, el cual está conformado por hidrógeno.
Formación y evolución Origen thumb|250px|Diagrama de Hertzsprung-Russell. Las estrellas están en la secuencia principal la mayor parte de su existencia. Finalmente, cuando el hidrógeno comienza a escasear, se convierten en gigantes rojas (arriba-derecha). Por último, si la estrella se encuentra entre 1 y 8 masas solares aproximadamente, se convierte en enana blanca (abajo), con un radio muy pequeño, y genera una nebulosa planetaria. Las nebulosas planetarias se forman cuando una estrella que posee entre 0.8 y 8 masas solares (M⊙) agota su combustible nuclear. Por encima del límite de 8 M⊙ la estrella explotaría originando una supernova.
Durante la mayor parte de sus vidas las estrellas se encuentran brillando debido a las reacciones de fusión nuclear que tienen lugar en el núcleo estelar. Esto permite que la estrella se encuentre en equilibrio hidrostático, pues la fuerza que la gravedad ejerce hacia el centro de la estrella intentando comprimirla es compensada por la suma de las presiones hidrostática y de radiación, que actúan intentando expandir el sistema. Las estrellas que cumplen esto están situadas en la zona de secuencia principal en el diagrama Hertzsprung-Russell, donde se encuentran la mayor parte de las mismas.
Las estrellas de masas medias y bajas, como las que forman nebulosas planetarias, permanecen en la secuencia principal durante varios miles de millones de años, consumiendo hidrógeno y produciendo helio que se va acumulando en su núcleo, el cual no tiene suficiente temperatura para provocar la fusión del helio, quedando este inerte. Progresivamente se va acumulando helio hasta que la presión de radiación en el núcleo no es suficiente para compensar la fuerza gravitatoria generada por la masa de la estrella, por lo que aquel se comprime. Esta compresión genera calor que provoca una aceleración de la fusión del hidrógeno de las capas exteriores, que se expanden. Como la superficie de la misma aumenta, la energía que produce la estrella se difunde sobre un área más amplia, resultando en un enfriamiento de la temperatura superficial y por tanto en un enrojecimiento de la estrella. Se dice entonces que la estrella entra en la fase de gigante roja.
thumb|300px|left|Simulación de la formación de una nebulosa planetaria. Crédito: NASA, ESA, y J. Gitlin (STScI). El núcleo, compuesto totalmente por helio, continúa comprimiéndose y calentándose en ausencia de reacciones nucleares, hasta se alcanza la temperatura que posibilita la fusión del helio en carbono y oxígeno (unos 80-90 millones de kelvin), volviendo de nuevo al equilibrio hidrostático. Pronto se formará un núcleo inerte de carbono y oxígeno rodeado por una capa de helio y otra de hidrógeno, ambas en proceso de fusión. Este estado de las gigantes rojas se denomina rama asintótica gigante.
Las reacciones de fusión del helio son extremadamente sensibles a la temperatura, siendo su proporcionalidad del orden de T40, en temperaturas relativamente bajas. La estrella entonces se vuelve muy inestable debido a la influencia que pueden llegar a tener las variaciones de temperatura; un aumento de solo el 2 % en la temperatura de la estrella doblaría el ritmo al que se producen estas reacciones, liberándose una gran cantidad de energía que aumentaría la temperatura de la estrella, por lo que provocaría que la capa de helio en fusión se expandiera para enfriarse rápidamente. Esto da lugar a violentas pulsaciones, que finalmente adquieren la intensidad suficiente como para expulsar por completo la atmósfera estelar al espacio.
Los gases eyectados forman una nube de material alrededor del ahora expuesto núcleo de la estrella. A medida que la atmósfera se desplaza alejándose de la estrella, se exponen cada vez capas más profundas y calientes del núcleo. Cuando la superficie expuesta alcanza una temperatura de 35 000 K, se emiten suficientes fotones ultravioletas como para ionizar la atmósfera eyectada, haciéndola brillar. La nube se ha convertido en una nebulosa planetaria.
Fase de nebulosa planetaria