Características físicas

Una nebulosa planetaria típica tiene aproximadamente un diámetro de un año luz, y está formada por gas altamente enrarecido, con unadensidad de entre 100 y 10.000 partículas por centímetro cúbico. En comparación, la atmósfera terrestre contiene 2,5 × 10¹⁹ partículas por cm³. Las nebulosas más jóvenes poseen densidades más altas, en ocasiones del orden del millón (10⁶) de partículas por cm³. A medida que la nebulosa envejece, la densidad decrece debido a su expansión en el espacio, la cual sucede a una velocidad que ronda los 25 km/s, que equivale a unas 70 veces la velocidad del sonido en el aire. Su masa puede tener un valor de entre 0,1 y 1 masa solar.

La radiación emitida por la estrella central calienta los gases hasta temperaturas de unos 10.000 K.³⁹ Por lo general, en las regiones más cercanas a la estrella este gas puede alcanzar una temperatura mucho mayor, en torno a 16.000-25.000 K. El volumen existente en las proximidades de la estrella central se encuentra a menudo ocupado por un gas muy caliente, cercano a 1.000.000 K. Este gas se origina en la superficie de la estrella en forma de viento estelar muy veloz.

Las nebulosas planetarias pueden diferenciarse según su constituyente limitante, que puede ser materia o radiación. En el primer caso, no hay suficiente materia en la nebulosa para absorber todos los fotones ultravioletas emitidos por la estrella, y la nebulosa visible se encuentra completamente ionizada. En el último, la estrella no emite suficientes fotones ultravioletas para ionizar todo el gas circundante, propagándose desde la estrella hacia afuera un frente de ionización y dejando neutras las regiones más exteriores, por lo que no se observa todo el gas existente en los alrededores, ya que este gas se encuentra tan frío que emite radiación en el rango infrarrojo).

Contribución a la evolución galáctica

Las nebulosas planetarias desempeñan un papel fundamental en la evolución galáctica. El universo primitivo consistía solamente en hidrógeno y helio, pero con el paso del tiempo las estrellas han ido creando en su núcleo elementos más pesados a través de la fusión nuclear. De este modo, los gases que conforman la nebulosa planetaria contienen una importante proporción de estos elementos más pesados que el helio llamados "metales", como el carbono, el nitrógeno, o el oxígeno, contribuyendo a enriquecer el medio interestelar a medida que la nebulosa planetaria se mezcla con el mismo.

Las generaciones posteriores de estrellas tendrán por tanto una mayor metalicidad, es decir, una mayor concentración de estos elementos pesados. Aunque su proporción con respecto al total de la estrella es todavía muy pequeña, tienen un efecto muy importante en su evolución. A las estrellas formadas al inicio del universo y que poseen una baja cantidad de estos elementos pesados se las engloba dentro de la llamada Población I de estrellas, mientras que a las estrellas más jóvenes con alta metalicidad se las engloba dentro de la Población II. Por lo general, las estrellas de la Población I se encuentran esparcidas por el disco galáctico, mientras que las de la Población II están situadas en elbulbo galáctico y en el halo.