命名
演化 開始 在漸近巨星分支 的晚期，一顆核心質量為0.60 M ☉ 的恆星，氫殼流失的質量大約還剩10-2 M ☉ 赫羅圖 的藍色一側演化。當氫的氣殼只剩下10-3 M ☉ 時，外殼已經被摧毀掉，因此被認為不可能再損失更多的質量。在這個階段，恆星的有效溫度 （T * ）大約在5,000 K ，被定義為LAGB的結束和PPN開始（Davis 等人 2005 ）。
原行星雲階段 在接下來的原行星雲階段，包層的氫燃燒的結果是在中心恆星的有效溫度 會繼續上升。在這個階段，中心恆星的溫度仍然太低，還不足以使早先在AGB階段被拋出去，緩慢移動的拱星包層電離。然而，受中心恆星驅使的恆星風 看似以高速撞擊這些包層，並且使得緩慢移動的AGB拋出物受到牽引而產生高速的分子風。在1998年至2001年間，對高解析影像的研究和觀察，顯示出在原行星雲迅速演變的最後階段塑造出隨後的行星狀星雲的形狀。在這個階段或是就在漸近巨星分支的包層分離之後，包層的形狀從球對稱改變為軸對稱。最後的型態是雙極 、多節的噴流和赫比格-哈羅 -像是“弓形激震波”，這些形狀在PPN還很年輕時就成形了（Davis 等人 2005 ）。
結束 原行星雲階段會持續至中心恆星的溫度達到約30,000K，並且熱到足以（產生足夠的紫外線 輻射）使拱星雲電離而成為被稱為行星狀星雲 的一種發射星雲 。這種轉變耗費的時間大約少於10,000年，或是拱星包層 的密度低於行星狀星雲 的門檻，大約每立方公分100個分子，就沒有行星狀星雲能產生。像這樣的狀況有時指的是'懶散行星狀星雲'. （Volk & Kwok 1989 ）。
现代研究 在2001年，伯野洛白（Bujarrabal ）等人發現他們觀測到原行星雲中快速的CO風所具有的高動能和能量，與Kwok等人（1978年）交互作用恆星風 的模型是不一致的。這提示了理論學家（Soker & Rappaport 2000; Frank & Blackmann 2004）是否有吸積盤 的需求，相似的模型被用來解釋活躍星系核 和年輕恆星 的噴流，能否估計在許多原行星雲中看見的噴流和高度準直的點對稱性。在這樣的模型，吸積盤通過雙極的交互作用形成。從盤表面發射的磁離心發電機是可能將重力能量轉換成高速風的動能。如果這個模型是正確的，磁流體動力學 （MHD）將可確定（推斷）前行星雲流出的能量和準直性，然後他們也能測定這些流體中震波的物理性質，進而確認連帶著震波的發射區域的高解析圖片（Davis 等人 2005 ）。
註解 ^ Volk & Kwok 1989 ）
參考資料 Davis, C. J.; Smith, M. D.; Gledhill, T. M.; Varricatt, W. P., Near-infrared echelle spectroscopy of protoplanetary nebulae: probing the fast wind in H2 , Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 2005, 360 (1): 104–118 Kastner, J. H., Near-death Transformation: Mass Ejection in Planetary Nebulae and Protoplanetary Nebulae, American Astronomical Society Meeting 206, #28.04; Bulletin of the American Astronomical Society, 2005, 37 : 469 Sahai, Raghvendra; Sánchez Contreras, Carmen; Morris, Mark, A Starfish Preplanetary Nebula: IRAS 19024+0044, The Astrophysical Journal, 2005, 620 (2): 948–960 [2008-09-07 ] , （原始内容于2007-10-15） Volk, Kevin M.; Kwok, Sun, Evolution of protoplanetary nebulae, Astrophysical Journal, Part 1（ISSN 0004-637X）, July 1, 1989, 342 : 345–363 The Torún Catalog of galactic post-AGB objects
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