Formación y evolución

                   Origen

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 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.

intentando comprimirla es compensada por la suma de las presiones hidrostática y 

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 éste 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 aquél 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.

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 combustión. Este estadio 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 T, 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 sólo 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 combustión se expandiera para enfriarse rápidamente. Esto da lugar a violentas pulsaciones, que finalmente adquieren la intensidad suficiente como para expulsar por completo la atmósferaestelar 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 ultravioletascomo para ionizar la atmósfera eyectada, haciéndola brillar. La nube se ha convertido en una nebulosa planetaria.