Газовите облаци известни като планетарни мъглавини представляват по-скоро краен, отколкото начален етап от развитието на една звезда. За тяхната възраст съдим по това, че са силно разпространени по-скоро в сферичната част на нашата галактика, отколкото в плоската. Това е типично за звездите на преклонна възраст. Те се движат по елиптични орбити за разлика от по-младите обекти, за които са характерни кръгови. Известни са малко повече от 1 000 планетарни мъглявини в Млечния път, но много от тях се наблюдават трудно.
2. Големина и маса
Планетарните мъглявини са малки, с радиус обикновено около 1 светлинна година. Съдържанието им на газ е около 0.3 слънчеви маси. Най-голямата известна мъглявина е NGC 7293 - Охлювът (която по-късно използваме като база за сравнение). Планетарните мъглявини са по-плътни от повечето разсеяни, със съдържание обикновено между 1 000 и 10 000 атома на кубичен сантиметър в по-плътните области.
3. Форма
Планетарните мъглявини като цяло имат остри, правилни външни, а също така и сравнително правилни вътрешни очертания. Това им придава формата на пръстен. Някои от тях имат структура, която наподобява буквата Z. Известни са и такива с два симетрични издатъка, наречени двуполюсни (като Мz 3).
4. Ядро
Повечето планетарни мъглявини имат централна звезда (която може да бъде и двойна), наречена ядро на мъглявината. Тя излъчва ултравиолетова радиация, необходима за йонизирането на газовите слоеве, които я обвиват. Toва са сред най-горещите познати звезди и са в процес на сравнително бързо еволюиране. Произхождат от звезди, чиято първоначална маса е около 3 или 4 Слънчеви маси. Особеност на централните звезди е, че преди да образуват планетарната мъглявина преминават през фазата на червен гигант два пъти. Към края на втората звездата губи своята обвивка в една масивна космическа експлозия (супернова) като оставя след себе си плътна, гореща, и ярка сърцевина, заобиколена от разрастваща се обвивка. В този момент се формира планетарната мъглявина. Централните звезди в най-младите планетарни мъглявини са горещи, колкото масивните О и B звезди – 35 000-40 000 К – но въпреки това около 10 пъти по-слаби. Те са два пъти по-малки от Слънцето, но са 1 000 пъти по-ярки.
5. Химичен състав Спектърът на планетарните мъглявини е подобен на този на разсеяните; съдържа ярки водородни и хелиеви линии. В някои планетарни мъглявини повечето хелий е двойно йонизиран. Намират се значителни количества от петкратно йонизиран кислород и аргон, и четирикратно йонизиран неон. Тези мъглявини разкриват следи от химическо обогатяване с елементи получени от ядреното преработване в централната звезда.
