Uma nebulosa planetária é um objeto astronómico (nomeadamente, uma nebulosa de emissão) que é constituído por um invólucro brilhante em expansão de plasma e gás ionizado, expulso durante a fase que atravessam as estrelas gigantes vermelhas nos últimos momentos das suas vidas.
O nome é devido aos seus descobridores, no século XVIII, que observaram que a sua aparência era similar aos planetas gigantes vistos através dos telescópios óticos da época, embora realmente não tenham relação alguma com os planetas. Trata-se de um fenómeno relativamente breve em termos astronómicos, que dura por volta de dezenas de milhares de anos (o tempo de vida de uma estrela comum ronda os dez mil milhões 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, azoto, oxigénio 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.
As nebulosas planetárias são formadas quando uma estrela com uma massa até cerca de oito vezes a massa do Sol esgota o seu combustível nuclear. Acima deste limite 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. As estrelas que cumprem isto estão situadas na zona de sequência principal no diagrama Hertzsprung-Russell, no qual se encontram a maior parte das mesmas.
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 hidrogénio 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 hidrogénio das camadas exteriores, que se expandem. Como a superfície da mesma 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.
O núcleo, composto totalmente por hélio, continua a sua compressão, aquecendo até atingir a temperatura que possibilita a fusão do hélio em carbono e oxigénio (cerca de 80 a 90 milhões de ºC), voltando novamente ao equilíbrio hidrostático. Formar-se-á assim um núcleo inerte de carbono e oxigénio rodeado por uma camada de hélio e outra de hidrogénio, ambas em combustão.
As reações de fusão do hélio são extremamente sensíveis à temperatura. A estrela então torna-se instável devido à influência que podem chegar a ter as variações de temperatura. Isto ocasiona violentas pulsações, que finalmente adquirem a intensidade suficiente 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. Quando a superfície exposta atinge uma temperatura suficientemente elevada, são emitidos fotões ultravioletas que ionizam a atmosfera ejetada, fazendo-a brilhar. A nuvem torna-se então numa nebulosa planetária.
Uma vez começada a fase de nebulosa planetária, os gases expulsos viajam a velocidades elevadas. A estrela central converte-se numa estrela compacta (anã branca), sendo formada por carbono e oxigénio com os seus eletrões degenerados, com escassas quantidades de hidrogénio, pois a maior parte foi expulso na fase anterior.
À medida que o gás se expande, a estrela central experimenta uma evolução em duas etapas: primeiro, contraindo-se ao mesmo tempo que aquece, queimando o hidrogénio da camada exterior ao núcleo. Nesta etapa, a estrela central mantém uma luminosidade constante, atingindo finalmente temperaturas por volta de 100 000 K. Em segundo lugar, a estrela sofre um processo de arrefecimento quando a camada de hidrogénio exterior se consumiu, perdendo um pouco de massa. O remanescente irradia a sua energia, mas as reações de fusão deixam de ocorrer, pois perdeu muita massa e a que lhe resta não chega para atingir as temperaturas necessárias para desencadear este tipo de processos. A estrela arrefece de tal modo que a intensidade da luz ultravioleta irradiada não chega para ionizar o gás distante.
A fase de nebulosa planetária finaliza quando a nuvem de gás se recombina, abandonando o estado de plasma e tornando-se invisível. Para uma nebulosa planetária típica, a duração desta fase é de aproximadamente 10 mil anos. O remanente estelar, uma anã branca, permanecerá sem sofrer mudanças significativas na sua evolução, arrefecendo muito devagar.