La estrellas con masas entre 1 y 8 masas solares en sus etapas finales de evolución, desechan sus capas externas dejando una estrella central desnuda cuya temperatura superficial puede ir desde unas decenas de miles de Kelvins hasta aproximadamente 150,000 K (Osterbrock 1989). La estrella central emite fotones de alta energía, principalmente en la región ultravioleta del espectro, capaces de ionizar el gas emitido.   El elemento más común en el gas, así como en el Universo, es el hidrógeno. Fotones con energía mayores al potencial de  ionización del hidrógeno, 13.6 eV, son absorbidos provocando la pérdida del único electrón y el exceso de energía se deposita en energía cinética de los fotoelectrones. Las colisiones entre electrones y entre iones y electrones ayuda a repartir la energía y mantiene una distribución de velocidades maxwelliana con temperaturas entre 5,000 y 20,000 K, típicas  de nebulosas gaseosas. Las colisiones entre electrones térmicos y iones, excitan los niveles de energía mas bajos de éstos últimos. La emisión posterior de estos iones, comúnmente entre niveles de energía con muy baja probabilidad de transición, da lugar a una emisión muy característica de las nebulosas ionizadas, donde es común observar líneas prohibidas de oxígeno dos veces ionizado (O+2), nitrógeno una vez ionizado (N+), etc. El tipo de espectro que se produce en una nebulosa, donde las densidades son muy bajas, es muy difícil de reproducir en laboratorios terrestres.       

Entre las líneas más comunes que es posible encontrar en el espectro óptico de una nebulosa planetaria destacan las líneas de hidrógeno, en particular, las líneas de la serie de Balmer Ha (656.3 nm) y Hb (486.1 nm). Dependiendo de las condiciones físicas de la nebulosa, también es posible detectar líneas de helio, el segundo elemento más abundante del Universo, en 587.6 nm, 468.6 nm, etc. Entre las líneas prohibidas, correspondientes a iones más pesados, las más intensas en el intervalo óptico provienen del O+2 (500.7 nm, 495.9 nm y 436.3 nm), del N+ (654.8 nm, 658.3 nm) y del S+ (671.6 nm y 673.1 nm).  Estas líneas, siendo las más intensas, son las más utilizadas para estudiar la estructura de las nebulosas.

Para obtener imágenes que ayuden a determinar la morfología general y la estructura interna de una nebulosa, se utilizan filtros cuyo transmisión de luz ocurre sólo en un intervalo de longitud de onda muy estrecho. De esta manera, se selecciona sólo la emisión proveniente de un ión particular. Típicamente se obtienen imágenes en filtros centrados en las líneas mencionadas en el párrafo anterior y preferencialmente en las líneas de  Ha y O+2 . En ocasiones el filtro centrado en Ha es lo suficientemente ancho como para incluir una o dos líneas de  N+ (654.8 nm y 658.4 nm).

En el pasado se han elaborado catálogos  donde se reportan las imágenes de nebulosas planetarias obtenidas en una o más de las bandas mencionadas anteriormente (Manchado, Guerrero, Stanghellini & Serra-Ricart 1996). Estos catálogos han permitido clasificar un gran número de nebulosas y han servido de referencia fundamental para estudios posteriores donde se investigan con más profundidad las características físicas y químicas de estos objetos. Una de las limitaciones características de las imágenes de estos catálogos,  es la poca profundidad que tienen. Generalmente muestran la parte más brillante de la nebulosa, sin alcanzar los detalles de bajo brillo superficial (p. ej. López et al. 1995). Esto es así porque el contraste en brillo es muy alto y es muy difícil conseguir con buena señal ambas regiones simultáneamente. Por otra parte, nebulosas grandes son difíciles de observar debido a que se requiere realizar varias imágenes para lograr integrar un mapa completo de toda la nebulosa.  Esto se dificulta aun más, debido a que el tiempo de telescopio que usualmente se asigna a proyectos de este tipo, es limitado.

De esta manera, el acceso a instrumentos con gran campo para obtener imágenes de amplia cobertura espacial y con alta disponibilidad de tiempo de observación, aumentan la posibilidad de llevar a cabo un proyecto de elaboración de imágenes tal como el que aquí se plantea.   También hay que considerar que en fechas recientes se ha producido software para el procesado de imágenes que permite generar imágenes de muy alta calidad a bajo costo y  en tiempo razonablemente cortos (p. ej. RegiStax).  De esta manera, una buena conjunción de equipo humano e instrumental, hacen de este proyecto uno muy viable.