Pēcasimptotiskā milžu zara (PAMZ) zvaigznes ir vēlā un īsā evolūcijas stadijā esošas lielas starjaudas un mazas masas zvaigznes. Lielu daļu PAMZ zvaigžņu aptver iepriekšējās evolūcijas laikā nomestie zvaigznes ārējie slāņi, kas dažos gadījumos novērojami kā protoplanetārie miglāji.

PAMZ zvaigznes novērotas gan Galaktikas diskā, gan halo, tajā skaitā lodveida zvaigžņu kopās. Daudzas PAMZ zvaigznes atklātas arī abos Magelāna Mākoņos.

Atsevišķas zvaigznes un miglāji, kuri mūsdienās tiek pieskaitīti PAMZ stadijai, bija zināmi jau pirms 20. gs. 50. gadu vidus. Tikai šajā laikā sāka rasties uzskats, ka planetārie miglāji veidojas no sarkanajiem milžiem, un līdz ar to jāpastāv zvaigznēm, kas atrodas pārejas posmā starp šīm divām evolūcijas fāzēm. PAMZ zvaigžņu evolūcijas stadiju ar teorētisku modeļu palīdzību atklāja Bohdans Pačiņskis (Bohdan Paczyński) 1971. gadā. PAMZ zvaigznes lielā daudzumā tika atklātas kosmiskās observatorijas IRAS (angļu Infrared Astronomical Satellite un nīderlandiešu Infrarood Astronomische Satelliet ’infrasarkanais astronomijas satelīts’) 1983. gadā veikto novērojumu rezultātā. Galaktikā zināmi daži simti PAMZ zvaigžņu.

PAMZ zvaigznes rodas no zvaigznēm, kuru sākotnējā (galvenās secības stadijas) masa ir no aptuveni 1 līdz 8 Saules masām. Šādām zvaigznēm, kļūstot par sarkanajiem milžiem, konkrētāk, nonākot asimptotiskā milžu zara stadijā, attīstās spēcīgs zvaigznes vējš, kā rezultātā zvaigznes ārējie slāņi aizplūst starpzvaigžņu vidē. Šīs stadijas beigās vējš kļūst it īpaši intensīvs, zvaigzne strauji nomet ārējo apvalku, un notiek pāreja uz PAMZ stadiju. Dubultzvaigžņu sistēmās pāreja var notikt arī ātrāk, ja apvalks tiek nomests mijiedarbības dēļ ar otru zvaigzni. Sākotnēji PAMZ zvaigzni aizklāj lielais daudzums starpzvaigžņu vidē izsviestās vielas. Laika gaitā, nomestajam apvalkam izplešoties, zvaigzne kļūst novērojama redzamajā gaismā. Dažos gadījumos redzams arī nomestais apvalks, kas atstaro tā centrā esošās PAMZ zvaigznes gaismu. Šādus objektus dēvē par protoplanetārajiem miglājiem. Laika gaitā PAMZ zvaigznes temperatūra palielinās, un, kad tā sasniedz aptuveni 25 000 kelvinu, asimptotiskā milžu zara stadijas laikā nomestais apvalks tiek jonizēts. Šīs zvaigzni aptverošās vielas spīdēšana rada planetāro miglāju. Par PAMZ stadijas beigām uzskata brīdi, kad rodas planetārais miglājs, lai gan centrā esošās zvaigznes īpašības kvalitatīvi nemainās, līdz tā vēlāk pārtop par balto punduri.

Pamatā PAMZ zvaigžņu iedalījums dažādos tipos saistās ar to ķīmisko sastāvu un ap zvaigzni esošās vielas telpisko izvietojumu. Šo zvaigžņu atmosfēras var būt vai nu bagātinātas ar oglekli un smagajiem ķīmiskajiem elementiem, kas veidojušies zvaigznes dzīlēs, tai esot iepriekšējā, asimptotiskā milžu zara stadijā, vai arī bez šāda bagātinājuma. Lai gan tikai nelielai daļai PAMZ objektu iepriekš nomestā viela novērojama redzamajā gaismā, to izdevies konstatēt lielai daļai šo zvaigžņu, izmantojot to infrasarkanā spektra īpašības. No gāzēm un putekļiem sastāvošā zvaigzni aptverošā viela var būt izvietojusies vai nu diskveida formā, vai arī vairāk sfēriskā struktūrā, kas atrodas tālāk no centrā esošās zvaigznes. Attiecīgi šādas zvaigznes sauc par diska tipa vai čaulas tipa zvaigznēm. Daudzām PAMZ zvaigznēm pat infrasarkanajā spektrā nav novērojamas ap zvaigzni esošas vielas liecības – domājams, ka tā laika gaitā ir paspējusi izklīst starpzvaigžņu vidē. Diska tipa PAMZ objekti saistās ar asimptotiskā milžu zara zvaigznes evolūciju ciešā dubultzvaigžņu sistēmā. Pamatā ar diska tipa zvaigznēm saistās vēl viens PAMZ objektu ķīmiskā sastāva veids – noplicinājums. Tas izpaužas kā pazeminātas koncentrācijas tiem ķīmiskajiem elementiem, kas putekļu graudiem var piesaistīties augstās temperatūrās. Tie ir, piemēram, alumīnijs, kalcijs, skandijs, titāns, kā arī vairums smago ķīmisko elementu. Noplicinājums rodas diskveida struktūrā esošās vielas akrēcijas rezultātā. PAMZ zvaigznēm novērotas pulsācijas, un pēc to īpašībām šie objekti visbiežāk pieskaitāmi Vērša RV tipa vai pusregulārām maiņzvaigznēm.

Pāreju no asimptotiskā milžu zara uz PAMZ stadiju definē kā brīdi, kad zvaigznes ārējais, pamatā no ūdeņraža sastāvošais apvalks ir nomests tiktāl, ka tā masa sastāda 1 % no zvaigznes kopējas masas. Iekšpus šī apvalka ir slānis, kas satur daudz hēlija, un zvaigznes centrā ir kodols, kas sastāv no oglekļa un skābekļa. PAMZ zvaigznēm kodolreakcijas visbiežāk noris ūdeņraža apvalka pamatnē, bet tās var notikt arī hēlija slānī. PAMZ stadijas laikā gan kodolreakciju, gan zvaigznes vēja, kas ir daudz vājāks nekā asimptotiskā milžu zara fāzē, ietekmē sarūk ārējais apvalks, un zvaigznes vidējā virsmas temperatūra palielinās. Šīs stadijas sākumā zvaigznes virsmas temperatūra ir aptuveni 4000 kelvinu. Zvaigznes evolūcija noris ļoti ātri un ir atkarīga no tās masas. Piemēram, ja zvaigznes sākotnējā masa ir 1 Saules masa, tad 25 000 kelvinu temperatūra tiek sasniegta pēc 60 000 gadiem. Lielākas masas zvaigznēm evolūcija noris ātrāk. Ja sākotnējā masa ir 3 Saules masas, tad PAMZ stadija ilgst vien aptuveni 800 gadu. Straujās evolūcijas dēļ PAMZ zvaigznes ir retas. Arī starjauda šīs evolūcijas fāzē ir lielāka, ja zvaigznes masa ir lielāka. Starjauda PAMZ stadijas laikā ir gandrīz nemainīga un var būt robežās no aptuveni 1000 līdz 30 000 Saules starjaudām. Gan virsmas temperatūra, gan starjauda salīdzinoši nelielā mērā mainās pulsāciju ietekmē. PAMZ stadijas laikā zvaigznes masa būtiski nemainās un ir robežās no aptuveni 0,5 līdz 1 Saules masai. Šīs evolūcijas fāzes sākumā zvaigzne ir aptuveni simts vai dažus simtus Saules rādiusu liela, bet beigās tā ir samazinājusies līdz dažiem Saules rādiusiem. Atsevišķos gadījumos šo zvaigžņu evolūcija izpaužas sarežģītāk. Hēliju saturošajā slānī pēkšņi var sākties kodolreakcijas, kā rezultātā zvaigzne samazina vidējo virsmas temperatūru, maina starjaudu un piedzīvo PAMZ stadiju vēlreiz no sākuma. Šis process var izraisīt to, ka hēlijs aizstāj ūdeņradi kā galveno zvaigznes virsmas sastāvdaļu. Vēl viens veids, kā var mainīties PAMZ zvaigznes atmosfēras sastāvs, saistās ar noplicinājumu. Sagaidāms, ka tas laika gaitā paliek arvien izteiktāks, kamēr vien turpinās akrēcija no zvaigzni aptverošā putekļu un gāzu diska.

Izmantojot fotometriju redzamajā gaismā, iespējams pētīt PAMZ zvaigžņu pulsāciju īpašības. Ja tiek analizēti fotometriskie dati arī infrasarkanajā gaismā, iespējams noteikt zvaigznes virsmas temperatūru un starjaudu, kā arī zvaigzni aptverošās vielas īpašības, kas tiek pētītas arī ar radioteleskopiem. Šī viela mūsdienās tiek pētīta arī ar interferometriskām metodēm. Protoplanetāro miglāju attēli ir uzņemti pamatā ar Habla kosmisko teleskopu. Optiskā spektroskopija dod iespēju precīzi noteikt virsmas temperatūru un ļauj noteikt PAMZ zvaigžņu ķīmisko sastāvu, kas palīdz izprast kodolsintēzes procesus iepriekšējās evolūcijas stadijās. Tāpat ar spektroskopijas palīdzību iespējams analizēt vielas kustības atmosfērā un noskaidrot, vai PAMZ objekts pieder dubultzvaigžņu sistēmai.

Tikai dažas PAMZ zvaigznes ir pietiekami spožas, lai tās būtu iespējams novērot ar neapbruņotu aci. Spožākā no tām, lai gan joprojām ļoti blāva zvaigzne, ir Vairoga R. Latvijā tā vislabāk novērojama jūlijā un augustā. Tomēr nav pilnīgi skaidrs, vai tā atrodas PAMZ stadijā. Mazliet blāvāka PAMZ zvaigzne ir Vienradža U. Vispiemērotākais laiks tās novērojumiem ir no novembra līdz martam. Abas zvaigznes novērojamas dienvidaustrumu, dienvidu vai dienvidrietumu virzienā netālu no horizonta – maksimālais leņķiskais augstumus, ko tās sasniedz, ir attiecīgi 27 un 23 grādi. Tomēr jāņem vērā, ka šīs abas zvaigznes nav novērojamas pastāvīgi, jo pulsāciju ietekmē tās būtiski maina spožumu, – tās ik pēc dažiem mēnešiem kļūst pārāk blāvas, lai būtu redzamas ar neapbruņotu aci. Vienradža U maina spožumu arī tāpēc, ka to periodiski aizklāj iepriekš starpzvaigžņu vidē izsviestā viela. Aptuveni trīs gadus to var novērot ar neapbruņotu aci, bet nākamos trīs tā ir pārāk blāva.

Herkulesa 89 ir ar līdzīgu maksimālo spožumu, tomēr tas laika gaitā nemainās tik izteikti, lai šī zvaigzne nebūtu novērojama ar neapbruņotu aci. Janvārī Herkulesa 89 nakts beigās redzama austrumu virzienā aptuveni 30 grādu augstumā. Jūnijā un jūlijā šī zvaigzne novērojama pie debesīm visaugstāk, kad aptuveni nakts vidū dienvidu virzienā tā sasniedz 59 grādu augstumu. Novembrī Herkulesa 89 redzama nakts sākumā rietumu virzienā aptuveni 30 grādu augstumā.

Daži protoplanetārie miglāji, piemēram, Olas miglājs un Saltā Lauvas miglājs, ir pietiekami spoži, ka tos iespējams ieraudzīt ar labiem astronomijas amatieru teleskopiem. Olas miglājs vislabāk novērojams rudenī, kad tas nakts laikā dienvidu virzienā sasniedz 70 grādu augstumu virs horizonta. Saltā Lauvas miglāja novērojumiem vispiemērotākie ir ziemas mēneši, kad nakts laikā dienvidu virzienā tas sasniedz 45 grādu augstumu.