1777年，威廉·赫歇尔发现这类天体后，称它们为行星状星云。用大望远镜观察显示出行星状星云有纤维、斑点、气流和小弧等复杂结构。它们主要分布在银道面附近，受到星际消光的影响，大量的行星状星云被暗星云遮蔽而难以观测，其中央部分有一个很小的核心，是温度很高的中心星。行星状星云的气壳在膨胀，速度为每秒10公里到50公里。其化学组成和恒星差不多，质量一般在0.1到1个太阳质量之间，密度在每立方厘米100到10，000个原子[离子]之间，温度为6000K到10，000K，中心星的温度高达30，000K以上。星云吸收它发出的强紫外辐射通过级联跃迁过程转化为可见光.据估计，行星状星云的寿命平均约为30，000年左右。这类星云出现，象征着恒星已到晚年。在银河系存在期间[大约10--100亿年]，将近有10亿到100亿个恒星，经历过行星状星云阶段。因此，这种天体很可能是一种普遍存在的天体。银河系中大部分恒星，很可能都要经过行星状星云而后才死亡。根据太阳附近的分布密度(约每千立方秒差距三十到五十个)估计，整个银河系中应该有四五万个，观测到的只是其中很小的一部分。
这类星云与弥漫星云在性质上完全不同，它们是如太阳差不多质量的恒星演化到晚期，核反应停止后，走向死亡时的产物。这类星云的体积在膨胀之中，最后气体逐渐扩散消失于星际空间，仅留下一个中央白矮星。在行星状星云的中央，都有一颗高温恒星，称为行星状星云的中央星。这是正在演化成白矮星的恒星。
著名的行星状星云有天琴座环状星云等。河外星系中也发现了大量的行星状星云，如仙女座星系中就已发现300多个行星状星云；大麦哲伦星系中发现400多个行星状星云；小麦哲伦星系中发现200多个行星状星云。 行星状星云是多数恒星演化至末期的状态。我们的太阳是一颗很普通的恒星，只有少数的恒星质量比他小。比太阳质量大许多倍的恒星在演化的末期将戏剧化的产生超新星爆炸，但是对于中等质量和低质量的恒星，终将发展成为行星状星云。
质量低于两倍太阳质量的恒星，一生中绝大部分的时间都在核心进行氢融合成氦的核聚变反应，由核聚变释放出来的能量阻挡住恒星自身重力的崩溃，使恒星保持稳定。
经历数十亿年之后，恒星用尽了氢，从核心释放出来的能量将不足以产生足够的压力去支撑恒星的外层外壳，于是核心将收缩使温度上升。太阳核心的温度接近1,500万K，但是当氢用尽时，收缩将使温度上升至1亿K。
恒星的外壳因为核心温度的升高将剧烈的膨胀，急剧膨胀将导致外壳温度的下降，恒星成为红巨星。恒星的核心继续收缩并使温度再升高，而当温度达到1亿K 时，核心的氦将开始核聚变成为碳和氧，这一过程是宇宙中金属的来源。再度点燃的核聚变反应阻止了核心的收缩，燃烧的氦将在内部产生碳和氧的核心，外面则被燃烧中的氦包围着。.
氦的核聚变反应对温度极端的敏感，与温度的40次方(T40)成正比，也就是说温度祇要上升不到2%，反应的速率就会增加一倍，因此温度只要略有上升，就会迅速导致反应速率的增加，然后释放出更多的能量，进一步的提高温度；从而使外壳向外膨胀的速率增加，外壳的温度也更为降低。这使得恒星变得很不稳定，于是巨大的脉动组合产生了，恒星的气体外壳在反覆的收缩、膨胀之中，最后终将被抛入太空中。
抛出的气体在恒星附近形成彩色的云层，而在中心剩下裸露的核心。随着越来越多的气体外壳被抛离恒星，恒星裸露出来的层次不断深入核心，露出部分的表面温度也越来越高。当露出的表面温度大约达到30,000K时，就会有足够紫外线光子将大气层中的原子游离，于是气体开始产生受激辐射，行星状星云便诞生了。 行星状星云是恒星晚年时的产物。行星状星云实际上是由即将消亡的恒星抛出的气体组成的。在整个恒星生命的最后阶段，恒星依靠位于内核外面的壳层中的氦进行聚变反应提供能量。这个过程很不稳定。在内部的剧烈动荡和辐射压力等共同作用下，已经膨胀并且相互间结合的很松散的恒星表面层被抛入太空，这就形成了行星状星云。被抛到太空的物质非常多，以每秒1000公里的高速运动，形成一股强劲的“风”。组成星云的这些物质虽然很稀薄，但质量很大。在银河系中，平均每年都有一个新的行星状星云诞生。自18世纪以来，天文学家已经观测了大约1500个行星状星云的图像，并对它们进行了编目分类。另外，可能还有大约1万个行星状星云隐藏在银河系稠密的尘埃云后面。
行星状星云有各种复杂形状，它们几乎都具有对称性。它拥有五彩缤纷的气体云，是天文学中最壮丽的景观之一。关于星云的形成和发展过程的研究正在继续，有多种模型，但都不能正确地解释所有观测结果。
最初的“互动恒星风假说”模型认为，高速的恒星风冲入前方低速的恒星风时，将在两者的交接面形成一个稠密的压缩气体圈。这种模型对圆形和近圆形的行星状星云给出了满意的解释。但根据观测，圆形的行星状星云只占总数的10%，更多的是扁、长的形状。
在“互动恒星风假说”的修正模型中，假设低速恒星风如今赤道位置形成了厚密的环。由于这个环的影响，高速恒星风强烈偏转，形成呈镜像对称的沙漏形状。在计算机模拟中，这一模型圆满地解释了到1993年所发现的所有形状。 行星状星云通常是黯淡的天体，而且没有一个是裸眼能够看到的。第一个被发现的行星状星云是位于狐狸座的哑铃星云，在1764年被查尔斯·梅西耶发现并且被编为其目录中的第27号（M27）。早期观测用的望远镜分辨率都很低，M27和稍后被发现的行星状星云看起来与气体行星相似，因此，天王星的发现者威廉·赫歇尔就将她们称为行星状星云。虽然，我们已经知道她们与行星完全不同，但这个名称已经成为专有名词，因而沿用至今。
直到19世纪使用分光镜观测行星状星云的光谱之后，它的本质才开始为人所了解。威廉·赫金斯是其中一位最早研究天体光谱的天文学家，他使用棱镜来观测光谱。他的观测显示天体的光谱在连续光谱中有许多黑暗的吸收线叠加在其中，稍后他又发现了许多看似星云的天体，例如仙女座大星云，也有相似的光谱，而我们知道有些当时所谓的星云其实就是星系。
然而，当他观测猫眼星云时，他发现猫眼星云的光谱与别的十分不同。在猫眼星云和类似天体的光谱中只有少量发射谱线 。其中最明显的是波长500.7 纳米的一些谱线，但却不能与当时所知的任何元素谱线吻合。起初他猜想这是一种未知元素的谱线，并将之命名为nebulium─如同导致在1868年发现太阳光谱中的氦谱线的猜想。
然而，当氦元素从太阳光谱中被发现后不久，就在地球上被寻获了，可是假设的nebulium却没有。在20世纪初期，亨利·诺里斯·罗素提出那不是一种新元素，500.7纳米的谱线是一种已知的元素处在我们不熟悉的环境下产生的谱线。
1920年代，物理学家显示气体在极端低密度下，电子被激发后能停留在原子或离子的亚稳态上，并经由跃迁产生谱线，但在密度较高的环境中，因为碰撞频繁，这些能阶上的电子还来不及跃迁就被撞离了，当电子从氧离子（O2+ 或 OIII）的亚稳态跃迁时可以产生500.7纳米的谱线。像这种只能在非常低密度的气体中产生的谱线称为禁线（forbidden lines）。因此，分光镜观测到的这种谱线表示星云是由极端稀薄的气体组成的。
如下面进一步谈论到的，行星状星云中心的恒星非常热，但是亮度却非常低，暗示它一定很小。恒星只有用尽了核燃料才能崩溃成这么小的的星体，因此行星状星云被认为是恒星演化的最后阶段。光谱的观测显示所有的行星状星云都在膨胀中，因此出现行星状星云是由恒星在生命结束前将气体的外壳投掷入太空中所形成的想法。
在20世纪未，科技的进步令我们进一步了解行星状星云。太空望远镜允许天文学家研究可见光之外的电磁波。这是因为大气层只容许无线电波和可见光通过。以红外线和紫外线 研究行星状星云，可以更精确地测量出它们的温度、密度和丰度 。CCD技术能测量出更暗的、过去测量不到的谱线。从地面观测到的星云都是结构简单且形状规则。但通过在地球大气层之上的哈柏太空望远镜 ，许多之前所未见的、极端复杂的星云形态与结构也显露出来。
在摩根-肯纳光谱分类的系统下，行星状星云被归类在型态-P，但实际上很少会用到这样的光谱标示。 行星状星云研究中的一个长期问题就是在多数情况下，它们的距离都未能精确的确定。距离最近的行星状星云可以通过测量它们膨胀视差确定它们的距离。时间相差数年的高分辨率观测可以显示出他们垂直与视线方向的膨胀，多普勒效应的光谱观测可以揭示它们在视线方向上的膨胀。将张角的扩大和推算出的膨胀速度进行比较就可以得出星云的距离。
星云形状多样性的产生原因是一个备受争议的课题。人们相信以不同速度离开恒星的物质之间的相互作用产生了大多数观测到的形状。然而，有些天文学家相信中心联星是更复杂、极端的行星状星云产生的原因。一些行星状星云已被证实拥有强大的磁场，一如 Grigor Gurzadyan 在 1960 年代所提出的假说。电离气体的磁相互作用可能是产生一些行星状星云的形状的原因。
确定星云中金属丰度有两种方法。它们以来与不同类型的谱线——复合线和碰撞激发线。这两种方法得出的结果之间有时会存在重大的差异。一些天文学家通过行星状星云内部细小的温度波动来解释这种现象；其他人则认为温度效应不能导致那么大的差异，并提出了存在氢含量非常低的低温扭结的假说。但是，这种扭结目前尚未被发现。
