Daqui a cerca de 7,5 bilhaµes de anos, nosso Sol tera¡ convertido a maior parte de seu combusta­vel de hidrogaªnio em hanãlio por meio da fusão, e então queimado a maior parte desse hanãlio em carbono e oxigaªnio. Ele tera¡ inchado a um tamanho grande o suficiente para preencher o sistema solar quase atéa a³rbita atual de Marte, e perdeu quase metade de sua massa nos ventos. Nesse esta¡gio, a estrela remanescente muito quente ionizara¡ o material ejetado, iluminando-o e fazendo-o brilhar como uma nebulosa planeta¡ria (assim chamada não porque éum planeta, mas porque envolve sua estrela). Todas as estrelas de massa baixa a intermedia¡ria (estrelas com cerca de 0,8 a 8 massas solares) ira£o eventualmente amadurecer em estrelas hospedando nebulosas planeta¡rias. Esta descrição simples sugere que as nebulosas planeta¡rias devem ser todas conchas esfericamente simanãtricas, mas, na verdade, eles vão em uma ampla variedade de formas, desde borboleta ou bipolar atéformas semelhantes a olhos ou espirais. Os astrônomos pensam que o vento estelar éde alguma forma responsável por essas assimetrias, ou talvez o rápido giro da estrela hospedeira desempenhe um papel, mas atéagora a maioria dos processos propostos não são eficientes o suficiente.

Uma equipe de cientistas, incluindo o astra´nomo CfA Carl Gottlieb, usou as instalações do ALMA para estudar a morfologia do vento de quatorze nebulosas planeta¡rias em comprimentos de onda milimanãtricos em um esfora§o para compreender a origem de suas estruturas amplamente varia¡veis. Observações anteriores descobriram que os ventos assumem formas complexas, incluindo arcos, conchas, aglomerados e estruturas bipolares, mudando parte do quebra-cabea§a de como os ventos adquirem suas estruturas variadas. Os astrônomos usaram imagens de alta resolução espacial nas linhas de emissão de mona³xido de carbono e mona³xido de sila­cio para mapear os ventos. Comparando os resultados com outros conjuntos de dados, eles concluem que a origem de uma estrela bina¡ria pode explicar as formas do vento e das nebulosas.

Estrelas nesta faixa de massa, em média, tem um objeto companheiro orbitando que émais massivo do que cerca de cinco massas de Jaºpiter. Interações entre estrelas bina¡riassão conhecidos por dominar a evolução de estrelas mais massivas, e os cientistas especulam que nessas estrelas de menor massa o papel da companheira bina¡ria pode afetar de forma semelhante a evolução. Eles estimam a influaªncia muta¡vel do bina¡rio no vento e na nebulosa conforme a estrela prima¡ria evolui, seu vento aumenta e a separação aumenta, e relatam que podem explicar com sucesso as várias morfologias nebulares nesta estrutura evolutiva. O novo modelo também resolve outros quebra-cabea§as relacionados, como por que certas estruturas nebulares (como discos) tendem a ser preferencialmente encontradas em torno de estrelas com enriquecimentos químicos específicos (oxigaªnio ou carbono), rastreando-os também em esta¡gios evolutivos.