原行星云（原行星云）

简介

将之称为原行星云是一个不幸的选择，因为经常会和毫无关联性的另一个项目原行星盘混淆。命名为原行星云是更早期已经有行星状星云的后果，因为早先的天文学家透过望远镜发现这类天体与气体巨星的天王星和海王星在外观上相似，因此将之命名为行星状星云。为了避免混淆， Sahai，Sánchez Contreras & Morris（2005年）．建议使用与其他项目不会重叠的前行星云；虽然AGB的类别中也包含不会将抛出的物质电离的恒星，但是它们也曾经被认为是位于AGB的天体。

演化

开始

在渐近巨星分支的晚期，一颗核心质量为0.60 M☉的恒星，氢壳流失的质量大约还剩10-2 M☉时，这颗恒星将开始朝向赫罗图的蓝色一侧演化。当氢的气壳只剩下10-3 M☉时，外壳已经被摧毁掉，因此被认为不可能再损失更多的质量。在这个阶段，恒星的有效温度(T*)大约在5,000 K，被定义为LAGB的结束和PPN开始（Davis et al. 2005）。

原行星云阶段

在接下来的原行星云阶段，包层的氢燃烧的结果是在中心恒星的有效温度会继续上升。在这个阶段，中心恒星的温度仍然太低，还不足以使早先在AGB阶段被抛出去，缓慢移动的拱星包层电离。然而，受中心恒星驱使的恒星风看似以高速撞击这些包层，并且使得缓慢移动的AGB抛出物受到牵引而产生高速的分子风。在1998年至2001年间，对高解析影像的研究和观察，显示出在原行星云迅速演变的最后阶段塑造出随后的行星状星云的形状。在这个阶段或是就在渐近巨星分支的包层分离之后，包层的形状从球对称改变为轴对称。最后的型态是双极、多节的喷流和赫比格-哈罗-像是“弓形激震波”，这些形状在PPN还很年轻时就成形了（Davis et al. 2005）。

结束

原行星云阶段会持续至中心恒星的温度达到约30,000K，并且热到足以(产生足够的紫外线辐射)使拱星云电离而成为被称为行星状星云的一种发射星云。这种转变耗费的时间大约少于10,000年，或是拱星包层的密度低于行星状星云的门槛，大约每立方厘米100个分子，就没有行星状星云能产生。像这样的状况有时指的是'懒散行星状星云'. （Volk & Kwok 1989）。

现状

在2001年，伯野洛白(Bujarrabal)等人发现他们观测到原行星云中快速的CO风所具有的高动能和能量，与Kwok等人(1978年)交互作用恒星风的模型是不一致的。这提示了理论学家(soker & Rappaport 2000; Frank & Blackmann 2004)是否有吸积盘的需求，相似的模型被用来解释活跃星系核和年轻恒星的喷流，能否估计在许多原行星云中看见的喷流和高度准直的点对称性。在这样的模型，吸积盘通过双极的交互作用形成。从盘表面发射的磁离心发电机是可能将重力能量转换成高速风的动能。如果这个模型是正确的，磁流体动力学 (MHD)将可确定(推断)前行星云流出的能量和准直性，然后他们也能测定这些流体中震波的物理性质，进而确认连带着震波的发射区域的高解析图片（Davis et al. 2005）。

行星状星云实质上是一些垂死的恒星抛出的尘埃和气体壳，直径一般在一光年左右。由质量小于太阳十倍的恒星在其演化的末期，其核心的氢燃料耗尽后，不断向外抛射的物质构成。

行星状星云

行星状星云是指外形呈圆盘状或环状的并且带有暗弱延伸视面的星云，属于发射星云的一种。在望远镜中看去，它具有像天王星和海王星那样略带绿色而有明晰边缘的圆面。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。[