Il gas in espansione nella nebulosa planetaria è ionizzato dalla radiazione ultravioletta emessa dalla stella centrale e il suo spettro contiene molte linee di emissioni uguali a quelle delle nebulose H II. Le nebulose planetarie sono tuttavia di forma molto meno simmetrica delle nebulose H II e si espandono molto rapidamente. Per esempio M57 (Lyra) si è espansa visibilmente esaminando le suo foto in un intervallo di tempo di cinquant'anni. In poche centinaia di anni le nebulose planetarie scompaiono confondendosi con il mezzo interstellare e la stella centrale si raffredda diventando una nana bianca.
Le nebulose planetarie si chiamano così perchè nell'800 erano osservate simili a pianeti come Urano. Il diametro apparente delle più picole nebulose planetarie conosciute è solo pochi secondi d'arco, mentre le più grandi arrivano a un grado.
Le più brillanti linee di emissione sono spesso dovute a transizioni proibite come accade nelle regioni H II. Per esempio il colore verde della parte centrale di M57 è dovuto alle linee vietate dell'ossigeno doppiamente ionizzato a 495.9 e a 500.7 nm. Il colore rosso delle parti più esterne è dovuto alla linea Hα di Balmer (656.3 nm) e alle linee proibite dell'azoto ionizzato (654.8 nm e 658.3 nm). Il numero totale delle nebulose planetarie nella Galassia è stimato circa 50000 ma solo 2000 sono state attualmente scoperte e osservate.
