簡介
原行星雲將之稱為原行星雲是一個不幸的選擇，因為經常會和毫無關聯性的另一個項目原行星盤混淆。命名為原行星雲是更早期已經有行星狀星雲的後果，因為早先的天文學家透過望遠鏡發現這類天體與氣體巨星的天王星和海王星在外觀上相似，因此將之命名為行星狀星雲。為了避免混淆，Sahai，SánchezContreras&Morris（2005年）．建議使用與其他項目不會重疊的前行星雲；雖然AGB的類別中也包含不會將拋出的物質電離的恆星，但是它們也曾經被認為是位於AGB的天體。
演化
開始
在漸近巨星分支的晚期，一顆核心質量為0.60M☉的恆星，氫殼流失的質量大約還剩10-2M☉時，這顆恆星將開始朝向赫羅圖的藍色一側演化。當氫的氣殼只剩下10-3M☉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5,000K，被定義為LAGB的結束和PPN開始（Davisetal.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（Davisetal.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，大約每立方厘米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&Kwok1989）。
現狀
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)互動作用恆星風的模型是不一致的。這提示了理論學家(soker&Rappaport2000;Frank&Blackmann2004)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，吸積盤通過雙極的互動作用形成。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（Davisetal.2005）。
行星狀星雲實質上是一些垂死的恆星拋出的塵埃和氣體殼，直徑一般在一光年左右。由質量小於太陽十倍的恆星在其演化的末期，其核心的氫燃料耗盡後，不斷向外拋射的物質構成。
行星狀星雲
行星狀星雲是指外形呈圓盤狀或環狀的並且帶有暗弱延伸視面的星雲，屬於發射星雲的一種。在望遠鏡中看去，它具有像天王星和海王星那樣略帶綠色而有明晰邊緣的圓面。1777年，威廉·赫歇爾發現這類天體後，稱它們為行星狀星雲。用大望遠鏡觀察顯示出行星狀星雲有纖維、斑點、氣流和小弧等複雜結構。它們主要分布在銀道面附近，受到星際消光的影響，大量的行星狀星雲被暗星雲遮蔽而難以觀測，其中央部分有一個很小的核心，是溫度很高的中心星。行星狀星雲的氣殼在膨脹，速度為每秒10公里到50公里。其化學組成和恆星差不多，質量一般在0.1到1個太陽質量之間，密度在每立方厘米100到10，000個原子[離子]之間，溫度為6000K到10，000K，中心星的溫度高達30，000K以上。星雲吸收它發出的強紫外輻射通過級聯躍遷過程轉化為可見光。[
