Od XVIII wieku astronomowie odkryli i skatalogowali około 1500 mgławic planetarnych. Kolejnych 10 000 może się chować w naszej Galaktyce za gęstymi obłokami pyłu. Podczas gdy supernowe wybuchają w Drodze Mlecznej co kilka stuleci, nowa mgławica planetarna powstaje co roku; w tym samym czasie inne takie obiekty gasną i pogrążają się w ciemnościach. Wybuchy supernowych przebiegają znacznie bardziej efektownie, ale pozostałości po nich są mętne i nieregularne; brak im symetrii i bizantyjskiego przepychu mgławic planetarnych. Mgławice planetarne nie są tak zwiewne i spokojne, jak sugerują zdjęcia. Wręcz przeciwnie mają duże masy (około 0.3 masy Słońca), a ich żywoty bywają bardzo burzliwe. Powierzchniowe warstwy gwiazdy, słabo związane z jej rdzeniem, odpływają w przestrzeń międzygwiazdową z prędkością od 10 do 20 km/s. Ten stosunkowo powolny „wiatr gwiazdowy” niesie większość materii, z której powstaje mgławica (jest to prawie cale niewykorzystane przez gwiazdę paliwo jądrowe).
Gwiazda stopniowo odsłania swój gorący rdzeń, zmieniając przy tym barwę z pomarańczowej na żółtą, a następnie białą i niebieskawą. Gdy temperatura jej powierzchni przekroczy 25 000 K, zalewa otaczający ją gaz ostrym światłem ultrafioletowym, które rozbija cząsteczki i wyrywa elektrony z atomów. Z upływem czasu gęstość wiatru gwiazdowego maleje; rośnie za to jego prędkość. W zależności od początkowej masy gwiazdy, po upływie od stu tysięcy do miliona lat wiatr ustaje całkowicie, dawny rdzeń gwiazdy zaś zamienia się w stygnący gwiazdowy żużel, zgnieciony przez grawitację w niemal krystaliczną kulę o rozmiarach Ziemi. Taki niezwykle gęsty i gorący obiekt jest w astronomii określany jako biały karzeł. Ponieważ siły odpowiedzialne za wypływ materii z umierającej gwiazdy mają symetrię sferyczną, do lat osiemdziesiątych astronomowie uważali mgławice planetarne za rozszerzające się kuliste bąble [patrz: Martha i William Liller „Planetary Nebulae”; Scientific American, kwiecień 1963]. Od tego czasu obraz systematycznie się komplikował, a jednocześnie robił się coraz bardziej interesujący.
PIERWSZE WSKAZÓWKI, że mgławice planetarne to coś więcej niż gwiazdowa czkawka, pojawiły się w roku 1978. Z obserwacji przeprowadzonych w ultrafiolecie wynikało, że umierająca gwiazda emituje wiatr jeszcze długo po odrzuceniu swych warstw zewnętrznych. Taki wiatr ma bardzo małą gęstość, ale wieje z prędkością 1000 km/s stokrotnie szybciej niż poprzedzający go wiatr o dużej gęstości. Aby uwzględnić jego wpływ na strukturę mgławicy Sun Kwok z University of Calgary, Christopher R. Purton z kanadyjskiego Dominion Radio Astrophysical Observatory i M. Pim Fitzgerald z University of Waterloo wykorzystali model wiatru gwiazdowego, stworzony uprzednio do opisu innych procesów astrofizycznych. Przewidywał on, że szybki wiatr dogania wyemitowany wcześniej wolny wiatr i zaczyna go „popychać”, wskutek czego na styku wiatrów formuje się gęsta warstwa gazu, przypominająca zwały śniegu zgarnianego przez pług. Warstwa ta niczym skorupa otacza prawie pusty (ale bardzo gorący) bąbel, nieustannie „nadmuchiwany” przez szybki wiatr.