Во текот на фазата на доцна асимптотска гранка на џинови (ДАЏГ)[а], кога губитокот на маса ќе ја сведе водородната облога на околу 10−2M☉ (за јадрена маса од 0,60 Сончеви маси M☉), ѕвездата почнува да се развива кон сината страна на Херцшпрунг–Раселовиот дијаграм. Кога водородната облога ќе се снижи до 10−3M☉, ѕвездата повеќе не може да губи на маса; тогаш нејзината делотворна температураT* изнесува околу 5.000 K и преминува од ДАЏГ во ППМ.[3]
Протопланетарната маглина IRAS 20068+4051 снимена со вселенскиот телескоп „Хабл“.
Претпорајќи се во ППМ, делотворната температура на средишната ѕвезда продолжува да се накачува како последица од горењето на водородот на облогата. Во оваа фаза, средишната ѕвезда не е доволно топла за да го јонизира бавната околуѕвездена обвивка исфрлена во минатата фаза. Меѓутоа, ѕвездата сепак дава големобрзински сосредоточени ветришта кои ја обликуваат и удираат оваа обвивка и предизвикуваат бавните исфрлоци од АЏГ да направат брз молекуларен ветер. Проучувајќи ги високоразделните слики напревени од 1998 до 2001 г. покажано дека брзоразвојната фаза на ППМ на крајот ја обликува морфологијата на понатамошната планетарна маглина. Во даден миг, обвивката го менува обликот од сферно симетричен во осно симетричен. Произлезените морфологии се двополни јазлести млазови и Хербиг-Ароови „сводни удари“. Ваквите облици се јавуваат дури и кај релативно младите ППМ.[3]
Фазата на ППМ трае сè додека средишната ѕвезда не достигне 30.000 K и стане доволно врела (има достатно ултравиолетово зрачење) да ја јонизира околуѕвездената маглина (т.е. исфрлените гасови) за да стане своевидна оддавна маглина, наречена планетарна маглина. Оваа промена мора да се случи најдоцна во рок од 10.000 години; во спротивно, густината на околуѕвездена обвивка паѓа под 100 на кубен сантиметар потребен за создавање на планетарна маглина; ваквиот случај понекогаш се нарекува „мрзлива планетарна маглина“.[4]
Во 2001 г. е утврдено дека моделот „заемоделувачки ѕвездени маглини“ на зрачно-придвижени ветришта е недоволен за да ги објасни нивните набљудувања на брзите ветришта од ППМ, што подразбира голем залет и енергија нескладен со тој модел. Ова ги поттикнало теоретичарите да истражат дали не се работи за сценарио како она кај насобирачкиот диск (кое важи за млазовите од активните галактички јадра и младите ѕвезди), што би ги објаснило и точкестата симетрија и високиот степен на сосредоточување кај млазови од ППМ. СО ваквиот модел, насобирачкиот диск се образува преку двоични заемодејства. Магнетоцентрифугалното испуштање од површината на дискот тогаш би претстаувало начин на претворање на гравитациската енергија во кинетичка, т.е. брз ветер. Доколку овој модел е исправен, и магнетохромодинамиката (МХД) ја определува енергетиката и сосредоточувањето на истеците од ППМ, тогаш истата ја определува и физиката кај ударите на овие текови; ова може да се потврди со високоразделни слики од оддавните подрачја што ги придружуваат ударите.[3]
^ Доцната асимптотска гранка на џинови почнува од точката на асимптотската гранка на џинови (АЏГ) кога една ѕвезда повеќе не е забележлива во видлива светлина и станува инфрацрвен објекти. Volk & Kwok 1989 harv error: no target: CITEREFVolkKwok1989 (help)
Kastner, J. H. (2005), „Near-death Transformation: Mass Ejection in Planetary Nebulae and Protoplanetary Nebulae“, American Astronomical Society Meeting 206, #28.04; Bulletin of the American Astronomical Society, 37: 469, Bibcode:2005AAS...206.2804K.
Sahai, Raghvendra; Sánchez Contreras, Carmen; Morris, Mark (2005), „A Starfish Preplanetary Nebula: IRAS 19024+0044“, The Astrophysical Journal, 620 (2): 948–960, Bibcode:2005ApJ...620..948S, doi:10.1086/426469.
