Протопланетарная туманность

Во время нахождения на АВГ звезда черпает энергию из горения водорода в тонкой оболочке (10⁻² солнечной массы), в которую заключена когда-то активная гелиевая оболочка (0.60 солнечной массы). Сама звезда смещается в голубую сторону на диаграмме Герцшпрунга — Рассела. Когда водородная оболочка потеряет приблизительно 10⁻³ солнечной массы она начинает разрушаться и дальнейшая потеря массы уже не столь велика. В этой точке эффективная температура звезды около 5 000 K и это означает конец фазы нахождения на АВГ[3].

В течение этой фазы эффективная температура центральной звезды продолжает увеличиваться, как результат потери массы в процессе водородного горения оболочки. Но все таки центральная звезда ещё слишком холодная чтобы ионизовать медленнодвижущуюся околозвёздную оболочку, сброшенную на предыдущей фазе АВГ. Однако центральная звезда начинает испускать звёздный ветер, который начинает влиять на форму оболочки. Исследования изображений в высоком разрешении в период с 1998 по 2001 год показали, что в этой фазе и формируется основная форма и особенности планетарных туманностей, которые возникнут позже. В частности, сферическая симметрия оболочки, под воздействием звёздного ветра начинает приобретать лучевую симметрию. В случае, если выброшенный звёздой газ имеет выраженную биполярную природу, то форма туманности может быть даже похожа на объект Хербига — Аро. Но такие формы характерны в основном для «молодых» протопланетарных туманностей.

Существование протопланетарной туманности подходит к концу, когда центральная звезда разогревается до 30 000 K (излучаемая энергия смещается в ультрафиолетовый диапазон) и может ионизовать околозвёздную туманность, которая становится разновидностью эмиссионной туманности и называется планетарной туманностью. Весь этот процесс занимает не более 10 000 лет, в противном случае плотность околозвёздной туманности не превысит 100 атомов на см³ и планетарная туманность будет очень слабо выражена[4].

В 2001, Bujarrabal и др. нашёл, что «взаимодействующие звёздные ветры» в модели Kwok и др. (1978) недостаточны, чтобы объяснить их наблюдения CO в протопланетарных туманностях, которые подразумевают высокий импульс и энергию, которые отсутствуют в той модели. Это побудило теоретиков заниматься исследованиями, мог ли сценарий дисковой аккреции, подобный модели, используемой, чтобы объяснить джеты от активных галактических ядер и молодых звёзд, объяснить высокую степень симметрии, замеченную во многих джетах в протопланетарных туманностях. В такой модели аккреционный диск формируется через двойные взаимодействия, то есть вещества между собой и магнитного поля звезды и является способом преобразовать гравитационную энергию в кинетическую энергию звёздного ветра. Если эта модель правильна, то это значит что магнитогидродинамические эффекты определяют энергетику и соосность потоков в протопланетарных туманностях. Таким образом, возможно, что источником жёсткого излучения является не центральная звезда, а внутренние части быстровращающегося диска, которые разогревается до температуры 20 000 градусов[5].