thumb|alt=Billedets opbygning ligner en kats øje. En lys og knappenålsstor hvid cirkel i centrum er den centrale stjerne. Den er omgivet af et område i lilla og røde farver med irregulær afgrænsning og elliptisk form, hvilket antyder en tredimensional skal. Denne er igen omgivet at et par overlejrede cirkulære røde regioner med kule og grønne kanter, som antyder endnu en tredimensional skal.|Sammensat røntgen-/optisk-billede af Katteøjetågen. thumb|Dannelse af planetariske tåger.
En planetarisk tåge er en type emissionståge, som består af en ekspanderende og lysende skal af plasma, der udkastes fra visse stjerner i den sene livsfase, hvor de befinder sig i den asymptotiske kæmpegren i Hertzsprung-Russell-diagrammet. Betegnelsen opstod i forbindelse med de første observationer af dem i det 18'ende århundrede, fordi de lignede gigantplaneter, når de blev set gennem små, optiske teleskoper. Betegnelsen har derfor ingen relation til planeterne i solsystemet. Planetariske tåger er et fænomen med en i astronomisk sammenhæng meget kort levetid på få gange titusind år i modsætning til stjerners typiske levetid på adskillige milliarder år.
Mod slutningen af en stjernes liv i den fase, hvor den er en rød kæmpestjerne, slynges dens ydre lag udad på grund af pulseringer og stærke stjernevinde. Den varme og lysende kerne, som derefter er frilagt for disse uigennemskinnelige lag, udsender ultraviolet stråling, som ioniserer de udkastede lag. Denne energitilførsel giver anledning til, at skallen lyser og ses som en planetarisk tåge.
Planetariske tåger spiller en afgørende rolle i den kemiske udvikling af en galakse ved at berige det interstellare rum med materiale, som indeholder metalrige grundstoffer og andre produkter fra stjernenukleosyntese (som carbon, nitrogen, ilt og calcium). I de fjerneste galakser kan planetariske tåger være de eneste objekter, som det er muligt at benytte til at indhente nyttig information om den relative mængde af kemiske stoffer.
I de senere år har billeder fra Hubble-rumteleskopet afsløret, at mange planetariske tåger har særdeles komplekse og varierende morfologier. Omkring en femtedel af dem er omtrent sfæriske, men flertallet af dem udviser ikke sfærisk symmetri. De mekanismer, som giver anledning til den store variation i former og egenskaber, er endnu ikke forstået, men dobbeltstjerner, stjernevinde og magnetiske felter kan alle spille en rolle i denne forbindelse.
Observationer Planetariske tåger er svagtlysende objekter, og ingen kan ses med det blotte øje. Den første planetariske tåge, som blev opdaget, var Dumbbelltågen i stjernebilledet Ræven, som Charles Messier observerede i 1764 og opførte som M27 i sit Messier-katalog over tågede objekter. I de første observatørers teleskoper med lav opløsning lignede M27 og de senere opdagede planetariske tåger gasplaneter som Uranus, og William Herschel, som fandt denne planet, gav dem betegnelsen 'planetariske tåger', skønt de, som det nu vides, er meget forskellige fra planeter.
thumb|left|alt=Farverig skal, som næsten ligner et øje. I centrum er der en lille stjerne omgivet af et blåt område, som kunne repræsentere iris. Det er omgivet af et iris-lignende område med koncentriske orange bånd, hvilket igen er omgivet af et rødt areal af form som et øjenlåg, der går helt til kanten, hvor det almindelige rum begynder. Baggrundsstjerner ses som pletter i hele billedet.|NGC 7293, HelixtågenKredit: NASA, ESA, og C.R. O'Dell (Vanderbilt University) De planetariske tågers egentlige natur var ukendt, indtil de første astronomiske spektroskopiske observationer blev gjort i midten af det 19'ende århundrede. William Huggins var en af pionererne i studiet af optiske spektre fra astronomiske objekter ved at bruge et prisme til at sprede deres lys. Den 29. august 1864 tog Huggins som den første et spektrum af en planetarisk tåge, da han analyserede NGC 6543. Hans observationer af stjerner viste, at deres spektre udgjorde et kontinuum afbrudt af mange mørke linjer, og han fandt senere, at mange af de tågede objekter som f.eks. Andromedatågen (som galaksen kaldtes dengang) havde spektre, som helt svarede til stjerners — og det blev da også senere påvist, at disse tåger i virkeligheden var galakser.
Når han imidlertid betragtede Katteøjetågen og andre tilsvarende tåger, fandt han et meget anderledes spektrum, som i stedet kun viste et lille antal emissionslinjer. Den tydeligste af disse befandt sig ved en bølgelængde på 500,7 nanometer, hvilket ikke svarede til en linje fra noget kendt grundstof. Den første teori var, at linjen kunne skyldes et ukendt grundstof, som fik navnet nebulium (fra det latinske ord for tåge, nebula) — en tilsvarende ide som den, som førte til opdagelsen af helium ved analyse af Solens spektrum i 1868. thumb|alt=Sfærisk skal med farvet område imod det mørke rum. Komplicerede kometagtige knuder stråler indad fra kanten og omkring en tredjedel af vejen til centrum. Den centrale halvdel indeholder klarere sfæriske skaller, som overlapper hinanden og har ujævne kanter. Den enlige centrale stjerne ses i midten. Ingen bagrundsstjerner er synlige.|NGC 2392, EskimotågenKredit: NASA, ESA, Andrew Fruchter (STScI) og ERO-teamet (STScI + ST-ECF)
Mens helium blev isoleret på Jorden ret hurtigt efter at være opdaget i Solens spektrum, blev nebulium det ikke. I det tidlige 20'ende århundrede foreslog Henry Norris Russell, at linjen ved 500,7 nm snarere end at repræsentere et nyt grundstof kunne skyldes et kendt grundstof under ukendte betingelser.
Fysikere viste i 1920'erne, at elektroner i gas med ekstrem lav tæthed kan indtage exciterede metastabile energiniveauer i atomer og ioner, og at disse hurtigt de-exciteres ved kollisioner, hvis tætheden øges. Elektronovergangene fra disse niveauer i nitrogen- og ilt-ioner (, eller OIII ()) frembringer 500,7 nm-linjen og andre linjer. Disse spektrallinjer kaldes forbudte linjer og optræder kun i gas med meget ringe tæthed, hvorfor konklusionen af de spektroskopiske observationer blev, at tågerne består af ekstremt fortyndet gas.
De planetariske tågers centrale stjerner er meget varme. Kun når en stjerne har opbrugt alt sit atomare brændsel, kan den falde sammen til en så lille størrelse, hvorfor det efterhånden blev indset, at planetariske tåger opstår i den sidste del af en stjernes levetid. De spektroskopiske observationer viser, at alle planetariske tåger udvider sig, og dette førte til erkendelse af, at de skyldes udkastning af en stjernes ydre lag i dens sidste livsfase.
Mod slutningen af det 20. århundrede gjorde teknologiske fremskridt det muligt at studere planetariske tåger yderligere. Ved hjælp af rumteleskoper kunne astronomer undersøge lys uden for den synlige del af spektret, hvilket ikke er muligt fra jordbaserede observatorier (fordi kun radiobølger og synligt lys når gennem Jordens atmosfære). Studier af infrarødt og ultraviolet lys fra planetariske tåger gav langt nøjagtigere bestemmelse af tågernes temperatur, tæthed og stofindhold. Med CCD-sensor-teknologi kunne meget svagere spektrallinjer måles nøjagtigere, end det havde været muligt tidligere. Billeder i den høje opløsning, som opnåedes fra Hubble-rumteleskopet viste desuden, at mens mange tågers struktur set fra Jorden synes at være enkel og regelmæssig, er deres morfologi i virkeligheden yderst kompleks.
i Morgan-Keenan-spektralklassifikationen anføres planetariske tåger som Type-P, men denne notation benyttes dog meget sjældent i praksis.
Opståen thumb|alt=Centralstjernen har i hver retning dannet en S-formet hvid kurve. Et sommerfugle-lignende område omgiver S-kurven, som kommer til at svare til sommerfuglens krop.|Komputersimulation af dannelsen af en planetarisk tåge fra en stjerne med uregelmæssig skive, hvilket illustrerer den kompleksitet, en lille oprindelig asymmetri kan medføre.Credit: Vincent Icke
Stjerner med en vægt på mere end 8 solmasser (M⊙) ender sandsynligvis deres liv i en dramatisk supernova-eksplosion. Derimod kan stjerner med fra middel til lille masse (ned til 0,8 M⊙) danne en planetarisk tåge ved slutningen af deres eksistens.
I den største del af deres tilværelse skinner stjerner som følge af fusionsreaktioner, der omdanner brint til helium i deres kerne. Det udadgående tryk fra fusionen i kernen afbalanceres af den modsat rettede sammentrykning fra stjernens egen tyngdekraft. Stjerner i denne livsfase befinder sig i den såkaldte hovedserie i Hertzsprung-Russell-diagrammet.
Stjerner med fra middelstor til lille masse vil have opbrugt al brint i deres kerne efter at have befundet sig i hovedserien i tidsrum fra mange gange ti millioner til adskillige milliarder år, og når det sker, vil tyngdekraften dominere og presse kernen sammen, hvilket hæver dens temperatur. Eksempelvis har Solens kerne nu en temperatur på omkring 15 millioner K, men når brinten er opbrugt, vil sammentrækningen få den til at øges til omkring 100 million K.
Som følge af kernens meget højere temperatur udvider stjernens ydre lag sig voldsomt, og den bliver en Rød kæmpe. Ved fortsat sammentrækning stiger temperaturen til sidst til 100 millioner K, hvor heliumkerner begynder at fusionere til carbon og ilt. Den nye fusionsreaktion standser kernens sammentrækning, og heliumforbrændingen danner snart en indre kerne af carbon og oxygen, omgivet af en skal med heliumforbrænding og en skal med brintforbrænding uden om. I dette sidste stadium vil stjernen observationsmæssigt være en Rød kæmpe igen, mens den strukturmæssigt vil være en asymptotisk kæmpegrens-stjerne.
Reaktionshastigheden i heliums fusionsreaktioner er særdeles temperaturfølsom, idet den er proportional med (ved forholdsmæssigt lave temperaturer). Derfor betyder en stigning i temperaturen på kun 2%, at reaktionshastigheden mere end fordobles. Disse forhold gør stjernen meget ustabil: En lille temperaturstigning øger reaktionshastigheden voldsomt, hvilket frigiver store mængder energi og hæver temperaturen yderligere. Derved udvides det helium-forbrændende lag hurtigt, hvilket igen nedsætter temperaturen og giver anledning til sammentrækning. På denne måde opbygges enorme pulseringer, som til sidst bliver store nok til at kaste hele stjernens atmosfære ud i rummet.
De udkastede gasser danner en sky af materiale omkring stjernens nu blotlagte kerne, og efterhånden som stadig større dele af atmosfæren bevæger sig væk, frilægges dybere og dybere lag med stadig højere temperatur. Når der blotlægges lag med en temperatur på omkring 30.000 K, udsendes der tilstrækkeligt mange ultraviolette fotoner til at ionisere den afkastede atmosfære og få den til at lyse, hvorved den er blevet til en planetarisk tåge.
Levetid