Já sabemos que as nebulosas planetárias originam-se no final da vida de estrelas com massas similares àquela do Sol. Agora queremos entender seu processo de formação, ou seja: o que faz com que estas estrelas se transformem em nebulosas planetárias?

O esquema da Figura 4, nos ajudará a responder esta questão. Este diagrama representa a vida das estrelas do tipo solar (proposto por B. Paczynski em 1970). No princípio (canto inferior direito do diagrama) a luminosidade destas estrelas resulta da queima de hidrogénio no núcleo -o que origina o hélio que também entrará em combustão. Estas estrelas passam a maior parte de suas vidas nesta fase de queima nuclear de hidrogénio - quase 10.000 milhões de anos. Quando se acaba o hidrogénio do núcleo, a estrela se expande, transformando-se numa gigante vermelha, ao mesmo tempo que o seu núcleo se contrai. Nesta fase a energia da estrela vem da queima do hidrogénio, não no núcleo, mas numa camada mais externa. Como consequência do facto de que o núcleo se contrai ainda mais, o hélio volta a ser queimado no núcleo e a estrela experimenta mais uma fase de expansão nas camadas externas. Quando a estrela entra no ramo assimptótico das gigantes (AGB) o seu núcleo já não queima hidrogénio nem hélio, e compõe-se do que sobrou das combustões anteriores, ou seja, de carbono e oxigénio. Nesta fase, e por um período de aproximadamente 1 milhão de anos, a estrela continuará seu processo de expansão, ao mesmo tempo que sua luminosidade crescerá, alçando valores de umas 1.000 vezes a luminosidade do Sol. Os ventos estrelares presentes nesta e nas fases imediatamente posteriores das estrelas do tipo solar (ou seja os ventos que ocorrem numa AGB -culminando na expulsão da nebulosa- e numa pós-AGB, englobando as fases AGB, proto planetária e nebulosa planetária, ver esquema) gradualmente expulsam o gás de hidrogénio das camadas mais externas, deixando exposto o núcleo quente. O que sobra dos ventos estelares é a própria nebulosa planetária. Assim, aquela que denominamos a estrela central de uma nebulosa planetária é justamente a estrela da qual estivemos "acompanhando" a evolução. Quando cessa a combustão do hidrogénio nas camadas externas, a estrela perde seu brilho e transforma-se em uma anã branca.

Em síntese, as estrelas do tipo solar, quando chegam às fases finais de suas vidas, expelem grande parte do gás da sua atmosfera, pelo menos em dois episódios distintos de perda de massa. Primeiro, devido ao vento lento de uma estrela no ramo assimptótico das gigantes (ou estrela AGB), cuja velocidade típica é da ordem de 10 km/s, com uma taxa de perda de massa de 10^-5 M_sol/ano. E depois, através do vento rápido, expelido durante a fase imediatamente posterior da estrela central (ou seja, no vento de uma pós-AGB), caracterizado por 10^-7 M_sol/ano e que alcança uma velocidade de até 2.000 km/s. Aqui vale ressaltar que a mais importante das características destes ventos é que eles ocorrem durante o último milhão de anos, de estrelas que vivem, tipicamente, 10.000 milhões de anos.

A teoria mais aceite para a formação das nebulosas planetárias (NP) é ainda mais recente, proposta por S. Kwok, C. Purton e P. Fitzgerald em 1978 (ver Figura 5). Esta teoria diz que estas são o resultado da interacção dos dois ventos estelares que estamos discutindo: da AGB e da pós-AGB. Seguindo o raciocínio do parágrafo anterior -na fase em que o núcleo da estrela fica exposto- o vento estelar rápido, procedente deste núcleo quente e compacto, varre o material expelido previamente, dando forma à nebulosa. O invólucro desta nebulosa, sua casca, expande-se a uma velocidade de aproximadamente 25 km/s (velocidade esta intermédia entre aquelas dos ventos que precedem e dão origem à NP), é mais denso do que estes ventos estelares, tem temperaturas da ordem de 10.000 K e dura mais ou menos 30.000 anos. Esquematicamente (Figura 5), vê-se claramente como se dá este processo de formação. Ou seja, o gás do vento rápido (pós-AGB), ao expandir-se sobre o material do vento lento (AGB), forma uma frente de choque. Na região mais interna o limite desta frente de choque é o próprio vento rápido, enquanto que o choque externo está delimitado por uma casca densa (devido à acumulação do material varrido pelo vento rápido) que, quando observada no óptico, é a componente mais brilhante de uma nebulosa planetária. Entre os choques interno e externo, encontra-se a bolha quente (somente observável em raios-X). E, por último, o halo compõem-se pelo que resta do vento AGB, e devido à sua baixa densidade quando comparado com a casca, é o componente menos brilhante das NP nas imagens ópticas (ver Figuras 1, 2 e 3).

Toda a explicação do parágrafo anterior diz respeito aos aspectos dinâmicos da formação das NP. Mas, qual é a fonte de sua energia, ou equivalentemente, qual é a fonte do seu brilho? As nebulosas planetárias brilham porque os fotões energéticos (fotões ultravioleta) da estrela central "iluminam" suas cascas e halos, fazendo com que o gás, inicialmente neutro, se ionize e emita a radiação que observamos.

As ideias expostas acima são capazes de explicar satisfatoriamente a formação das NP, não só daquelas esféricas, mas também daquelas cuja casca tem forma elíptica, bipolar, ou com simetria de ponto. Tais ideias também dão conta das propriedades físicas (temperaturas e densidades) e cinemáticas das NP, pelo menos no que diz respeito às suas macro estruturas (cascas e halos). Há, por outro lado, outras componentes das NP que não entendemos tão bem -as suas micro estruturas- cujas características, quando comparadas àquelas das macro estruturas, serão estudadas nos próximos capítulos.