Звезды, образующие планетарные туманности, проживают свою жизнь более, чем за 10 000 000 000 лет, а красивые планетарные туманности окружают их всего 10 000 - 20 000 лет, то есть – одну миллионную часть их жизни (рис. 1).

   До образования планетарной туманности звезда средней массы  (0.8 - 8 масс Солнца) прожила миллиарды лет, в ней выгорел почти весь водород, включились реакции с гелием, образовались углерод, кислород, азот и более тяжелые элементы. Наступил период нестабильности. Ядро звезды сжалось и разогрелось, а атмосфера расширилась и остыла.

                     Рис. 1

       У некоторых звезд сброс атмосферы и образование планетарной туманности произошел одним импульсом (рис. 2), у некоторых – каскадом (рис. 3). После рассеяния планетарной туманности звезда, вернее ее ядро, превратится в белый карлик, который просуществует еще миллиарды лет.

                                Рис. 2                                                                                   Рис. 3

   Планетарные туманности – красивые, разноцветные и разнообразные по форме (рис. 4 и рис. 5). От межзвездных они отличаются более высокой степенью ионизации (на фото цвета могут быть не только натуральные, но и условные).

                                  Рис. 4                                                                               Рис. 5

   Примерно 20 % планетарных туманностей - кольцеобразные, ограниченные более плотным слоем (рис. 2). Он образовался от двух разных звездных ветров исходной звезды (потоков частиц). Ветер с поверхности звезды – медленный, а догоняющий его ветер от ядра сгреб частицы медленного ветра и образовал более плотный фронт.  

   Кольцевую структуру нарушает взаимодействие плазмы туманности с магнитыми полями межзвездной среды и самой звезды (рис. 6). 

Рис. 6

             Если исходная звезда была двойной, возможен такой случай: более массивная сбросила атмоферу, а менее массивная часть ее на себя намотала, образовав аккреционный диск и джеты (рис. 7 и рис. 8).

                              Рис. 7                                                                    Рис. 8

   Информацию о планетарных туманностях дают их спектры со множеством линий излучения.

   Химический состав планетарных туманностей близок к совремнному солнечному. Водород в атмосфере звезды и поэтому в туманности  еще не успел выгореть. Его линии хорошо видны в видимой и инфракрасной областях спектра, в ультрафиолете есть линии ионизированного гелия, а более тяжелые эламенты могут быть ионизированы дважды и трижды.

   Температура определяется по степени ионизации атомов и по потенциалам возбуждения наблюдаемых линий. Горячее ядро излучает кванты Лаймоновского континуума, а атомы водорода  туманности, поглощая их, ионизируются. Затем происходит рекомбинация, дробление квантов и излучение линий разноцветной Бальмеровской серии. Температура падает к периферии туманностей. Во внешних слоях наблюдаются молекулы, вокруг планетарных туманностей образуется пыль. Она поглощает свет туманностей, переизлучает его и создает избытки инфракрасного излучения.

   Плотность, вернее, разреженность туманности определяется по запрещенным линиям. Вероятность образования таких линий очень мала, так как для ее излучения электрон должен пробыть на метастабильном уровне гораздо дольше, чем при образовании разрешенной линии. В обычных условиях его выводит из спокойствия соударение с другим ионом или поглощение кванта, и только при очень низкой плотности электрон может спокойно просидеть так долго, что перейдет на более низкий  уровень и создаст запрещенную линию. Самые яркие из них – две зеленые линии дважды ионизированного кислорода. Немного слабее – голубая, тоже кислородная. Запрещенные линии наблюдаются и у других ионов.

   Свозь некотоые ажурные туманности просвечивают далекие звезды.

   Многие планетарные туманности имеют такую низкую плотность, что можно наблюдать спектр не только той стороны,  которая обращена к наблюдателю, но и противоположной стороны. В таких спектрах линии раздвоены.

   Скорость расширения туманности удобно определять по спектрам с удвоенными линиями. По принципу Доплера более коротковолновая линия смещена от нормального положения за счет приближения к наблюдателю, а более длинноволновая принадлежит обратной, удаляющейся стороне туманности. Чем сильнее расходятся двойные линии, тем больше скорость расширения туманности.

   Расстояние до планетарной туманности можно определить из треугольника, если измерить ее угловой диаметр и  противолежащий углу линейный диаметр. Но в этом и трудность: угловой диаметр с земли измерить можно, а линейный как измерить? Недавно ученые из Гонконга нашли прекрасный способ.  Используя точные данные, полученные современными космическими аппаратами, они установили зависимость между линейным размером туманности и ее поверхностной яркостью в линии Нα Бальмеровской серии, а это наблюдение также доступно с земли (рис. 9). Используя полученную зависимость и угловые диаметры они создали каталог 1100 планетарных туманностей с указанием их расстояний.

Рис. 9

   Линейный диаметр и ранее оцененая плотность туманности дают  возможность определить ее массу.

   Время жизни планетарной туманности, или через какое время она расширится так, что ее плотность сравняется с плотностью межзвездной среды, определяется по известной массе и скорости ее расширения (рис. 10 и рис. 11).

                             Рис. 10                                                                        Рис. 11

   Так узнали, что планетарные туманности существуют всего 10 000 - 20 000 лет. За это короткое время они обогащают межзвездную среду тяжелыми элементами, молекулами и пылью. Все это необходимо для образования новых звезд и планет (но это не единственный источник). 

   А что произойдет с ядром туманности? Выше было сказано, что оно превратится в белый карлик. Оно сожмется так, что станет размером с планету, а плотность при этом возрастет до нескольких тонн в кубическом сантиметре. Пройдут миллиарды лет. Белый карлик остынет, станет желым, оранжевым, темнокрасным,… черным. Его температура сравняется с температурой окружающей среды, он станет незаметен.

   Таких остатков звезд очень много в нашей и других галактиках. Сила притяжения этих объектов имеет очень большой градиент,  остатки белых карликов могут притягивать к себе космические корабли, но можно надеяться, что будущие навигаторы научатся обходить эту опасность, ведь чтобы вырваться из такого плена, надо потратить огромную энергию.