thumb|225px|A Nebulosa Olho de Gato. Imagem em falsa cor (visível e raios X) tomada pelo Telescópio espacial Hubble. thumb|NGC 2392, Nebulosa do Esquimó Uma nebulosa planetária é um objecto astronómico (nomeadamente, uma nebulosa de emissão) que é constituído por um invólucro brilhante em expansão de plasma e gás ionizado, expulsa durante a fase de ramo gigante assimptótico que atravessam as estrelas gigantes vermelhas nos últimos momentos das suas vidas.
O nome é devido a que os seus descobridores, no século XVIII, observaram que a sua aparência era similar aos planetas gigantes vistos através dos telescópios ópticos da época, embora realmente não tenham relação alguma com os planetas. Trata-se de um fenômeno relativamente breve em termos astronômicos, que dura por volta de dezenas de milhares de anos (o tempo de vida de uma estrela comum ronda os dez bilhões de anos).
No final da vida das estrelas que atingem a fase de gigante vermelha, as camadas exteriores da estrela são expelidas devido a pulsações e a intensos ventos estelares. Após a expulsão destas camadas, subsiste um pequeno núcleo da estrela, o qual se encontra a uma grande temperatura e brilha intensamente. A radiação ultravioleta emitida por este núcleo ioniza as camadas externas que a estrela tinha expulsado.
As nebulosas planetárias são objetos importantes em astronomia, por desempenharem um papel crucial na evolução química das galáxias, libertando ao meio interestelar metais pesados e outros produtos da nucleossíntese das estrelas (como carbono, nitrogênio, oxigênio e cálcio). Nas galáxias afastadas, as nebulosas planetárias poderão ser os únicos objetos dos quais podem ser retiradas informações acerca sua composição química.
As imagens fornecidas pelo telescópio espacial Hubble revelaram que muitas nebulosas planetárias apresentam morfologias extremamente complexas e variadas. Cerca de um quinto delas mostram formas aproximadamente esféricas. Os mecanismos que produzem esta grande variedade de formas não são compreendidos ainda muito bem, mas as estrelas binárias centrais, os ventos estelares e os campos magnéticos podem desempenhar um papel de destaque.
Observações e descoberta thumb|250px|right|A Nebulosa do Haltere. Crédito: NASA e L. Barranger (STScI/AVL). No geral, as nebulosas planetárias são objetos ténues que não podem ser observados a primeira vista. A primeira nebulosa planetária em ser descoberta foi a Nebulosa do Haltere, na constelação de Vulpecula, que foi observada a 12 de julho de 1764 por Charles Messier, e incluída no seu catálogo de nebulosas como M27.Kwok 2000, p. 1. O nome foi dado posteriormente por John Herschel devido a sua semelhança com um haltere.
Para os primeiros observadores com telescópios de baixa resolução, a aparência destas nebulosas era similar à dos planetas gigantes do Sistema Solar. O primeiro a perceber isso foi Antoine Darquier, descobridor da Nebulosa do Anel em 1779. Contudo, foi William Herschel, descobridor de Urano uns anos antes, que em 1784 cunhou finalmente o nome de "nebulosa planetária" para denominar estes objetos, embora realmente sejam muito diferentes dos planetas e não possuam relação alguma com eles.
A natureza das nebulosas planetárias permaneceu desconhecida até as primeiras observações espectroscópicas serem realizadas. A 29 de agosto de 1864, William Huggins tomou o primeiro espectro de uma nebulosa planetária, a Nebulosa Olho de gato, mediante o uso de um prisma que dispersava a sua luz. Ao analisar o seu espectro, Huggins esperava encontrar um espectro de emissão contínuo, como já observara anteriormente em outras nebulosas como a Galáxia de Andrômeda. Porém, o que observou foi um pequeno número de linhas de emissão. Em palavras do próprio Huggins:
thumb|250px|left|A Nebulosa do Anel. Crédito: The Hubble Heritage Team (AURA/STScI/NASA).
Isto é devido a que no espectro das nebulosas planetárias predominam as linhas de emissão, como nos gases, ao contrário que nas nebulosas formadas por estrelas, que apresentam um espectro contínuo. Huggins identificou uma linha de Balmer do hidrogênio (em concreto H, correspondente à cor ciano), embora também aparecessem outras linhas muito mais brilhantes, como a correspondente a 500,7 nanômetros, que os astrônomos não conseguiam identificar com nenhum elemento.
Para explicar a emissão destas linhas, a existência de um novo elemento denominado nebúlio foi sugerida. A verdadeira natureza destas linhas não foi descoberta até mais de sessenta anos depois das observações de Huggins, com a aparição da mecânica quântica; foi Ira Sprague Bowen, em 1928, quem deduziu que estas linhas eram causadas por átomos de oxigênio e nitrogênio ionizados, contradizendo assim a teoria do nebúlio.Kwok 2000, p. 2.
Bowen demonstrou que, nos gases de densidade extremamente baixa, os electrões podem povoar níveis de energia metaestáveis excitados que, nos gases de densidades mais elevadas, seriam desexcitados depressa devido às colisões existentes entre átomos. As transições dos electrões destes níveis a outros de menor energia nos átomos de oxigênio e nitrogênio ionizados, como O2+, O+ ou N+, produzem a emissão das linhas que Huggins não soube identificar, incluída a correspondente a 500,7 nanômetros. Estas linhas espectrais recebem o nome de linhas proibidas, e apenas aparecem em gases de muito baixa densidade, pelo qual se deduz que as nebulosas planetárias estão formadas de gás altamente enrarecido (baixa densidade).Gurzadyan 1997, pp. 32-37.
Os espectros na faixa de luz visível das nebulosas planetárias são de fato tão diferentes dos de outros objetos celestes usados para determinar a existência de uma nebulosa planetária embora o seu tamanho aparente seja tão pequeno que não permita a sua identificação mediante fotometria. Em concreto, as linhas do oxigênio duplamente ionizado, O2+, a 500,7 e a 495,9 nanômetros e a linha de Balmer H, embora sejam patentes em espectros de outros objetos como novas e supernovas, em nenhum caso têm tanta intensidade como nos espectros das nebulosas planetárias.Gurzadyan 1997, pp. 6-7.
Por volta de finais do século XX, as melhoras tecnológicas ajudaram no estudo e compreensão das nebulosas planetárias. Os telescópios espaciais permitiram os astrônomos estudarem a luz emitida para além do espectro visível, a qual não pode ser detectada desde os observatórios situados na Terra, pois apenas as ondas de rádio e a luz do espectro visível atravessam a atmosfera sem sofrer uma absorção significativa. Os estudos realizados no infravermelho e no ultravioleta revelam muita mais informação das nebulosas planetárias, como a sua temperatura e densidade, bem como as abundâncias dos diferentes elementos. A tecnologia CCD permitiu medir mais precisamente as linhas espectrais mais débeis. O telescópio espacial Hubble mostrou que, embora muitas nebulosas parecem, vistas desde os observatórios terrestres, possuir uma estrutura muito básica, a grande resolução óptica dos telescópios situados além da atmosfera terrestre revela morfologias que podem chegar a ser extremamente complexas.
Formação e evolução thumb|250px|esquerda|Eta Carinae é uma estrela em fase de explosão, e já começou a formar uma nebulosa planetária. Origem thumb|250px|direita|Diagrama de Hertzsprung-Russell. As estrelas estão na sequência principal a maior parte da sua existência. Finalmente, quando o hidrogênio começa a escassear, tornam-se gigantes vermelhas (em cima-direita). Finalmente, se a estrela se encontra entre 1 e 8 massas solares aproximadamente, torna-se anã branca (embaixo), com um raio muito pequeno, e gera uma nebulosa planetária. As nebulosas planetárias são formadas quando uma estrela que possui entre 0,8 e 8 massas solares (M⊙) esgota o seu combustível nuclear. Acima do limite de 8 M⊙ a estrela explodiria, originando uma supernova.
Durante a maior parte das suas vidas, as estrelas brilham devido às reações de fusão nuclear que ocorrem no núcleo estelar. Isto permite que a estrela se encontre em equilíbrio hidrostático, pois a força que a gravidade exerce para o centro da estrela tentando comprimi-la é compensada pela soma das pressões hidrostática e de radiação, que agem visando a expandir o sistema.Harpaz 1994, pp. 22-24. As estrelas que cumprem isto estão situadas na zona de sequência principal no diagrama Hertzsprung-Russell, no qual se encontram a maior parte delas.
As estrelas de massas médias e baixas, como as que formam nebulosas planetárias, permanecem na sequência principal durante vários milhares de milhões de anos, consumindo hidrogênio e produzindo hélio que se vai acumulando no seu núcleo, o qual não tem temperatura suficiente para provocar a fusão do hélio, ficando este inerte. Progressivamente vai-se acumulando hélio até a pressão de radiação no núcleo não ser suficiente para compensar a força gravitacional gerada pela massa da estrela, pelo qual aquele se comprime. Esta compressão gera calor, que provoca uma aceleração da fusão do hidrogênio das camadas exteriores, que se expandem. Como a superfície da estrela aumenta, a energia que produz a estrela é difundida sobre uma área mais ampla, resultando num arrefecimento da temperatura superficial e portanto num avermelhamento da estrela. Diz-se então que a estrela entra na fase de gigante vermelha.Zeilik 1998, pp. 321-322.
thumb|300px|left|Simulação da formação de uma nebulosa planetária. Crédito: NASA, ESA, e J. Gitlin (STScI). O núcleo, composto totalmente por hélio, continua comprimindo-se e esquentando na falta de reações nucleares, até atingir a temperatura que possibilita a fusão do hélio em carbono e oxigênio (cerca de 80-90 milhões de kelvin), voltando novamente ao equilíbrio hidrostático.Harpaz 1994, p. 21. Pronto formar-se-á um núcleo inerte de carbono e oxigênio rodeado por uma camada de hélio e outra de hidrogênio, ambas em combustão. Este estágio das gigantes vermelhas é denominado ramo gigante assimptótico.Harpaz 1994, p. 111.
As reações de fusão do hélio são extremamente sensíveis à temperatura, sendo a sua proporcionalidade da ordem de T40, em temperaturas relativamente baixas.Iliadis 2007, p. 439–442. A estrela então torna-se instável devido à influência que podem chegar a ter as variações de temperatura; um aumento de apenas 2% na temperatura da estrela dobraria o ritmo ao qual ocorrem estas reações, libertando-se uma grande quantidade de energia que aumentaria a temperatura da estrela, pelo qual provocaria que a camada de hélio em combustão se expandisse para se esfriar depressa. Isto ocasiona violentas pulsações, que finalmente adquirem a intensidade suficiente como para expulsar por completo a atmosfera estelar para o espaço.
Os gases ejetados formam uma nuvem de material em torno do núcleo da estrela, agora exposto. À medida que a atmosfera se desfaz afastando-se da estrela, cada vez camadas mais profundas e quentes do núcleo ficam expostas. Quando a superfície exposta atinge uma temperatura de 35 000 K, são emitidos suficientes fotões ultravioletas como para ionizar a atmosfera ejetada, fazendo-a brilhar. A nuvem torna-se então numa nebulosa planetária.Harpaz 1994, p. 113.
Fase de nebulosa planetária thumb|250px|direita|A Nebulosa de Hélix. Crédito: NASA, ESA, e C.R. O'Dell.
Uma vez começada a fase de nebulosa planetária, os gases expulsos viajam a velocidades de vários quilômetros por segundo respeito da estrela central. Esta converte-se na estrela compacta (anã branca) da estrela gigante vermelha anterior, e é formada por carbono e oxigênio com os seus electrões degenerados, com escasso hidrogênio, pois a maior parte foi expulso na fase anterior de ramo gigante assimptótico.