Aproximadamente 7.500 millones de años a partir de ahora, nuestro sol habrá convertido la mayor parte de su combustible de hidrógeno en helio a través de la fusión, y luego quemó la mayor parte de ese helio en carbono y oxígeno. Se habrá hinchado a un tamaño lo suficientemente grande como para llenar el sistema solar casi hasta la órbita actual de Marte. y perdió casi la mitad de su masa en los vientos. En esta etapa, la estrella remanente muy caliente ionizará el material expulsado, encendiéndolo y haciendo que brille como una nebulosa planetaria (así llamada no porque sea un planeta sino porque rodea a su estrella). Todas las estrellas de masa baja a intermedia (estrellas con entre aproximadamente 0,8 y 8 masas solares) eventualmente madurarán y se convertirán en estrellas que albergan nebulosas planetarias. Esta simple descripción sugiere que todas las nebulosas planetarias deberían ser capas esféricamente simétricas, pero de hecho vienen en una amplia gama de formas, desde mariposas o bipolares hasta ojos o espirales. Los astrónomos piensan que el viento estelar es de alguna manera responsable de estas asimetrías, o tal vez el rápido giro de la estrella anfitriona juega un papel, pero hasta ahora la mayoría de los procesos propuestos no son lo suficientemente eficientes.

Un equipo de científicos, incluido el astrónomo de CfA Carl Gottlieb, utilizó las instalaciones de ALMA para estudiar la morfología del viento de catorce nebulosas planetarias en longitudes de onda milimétricas en un esfuerzo por comprender el origen de sus estructuras tan variadas. Observaciones anteriores habían descubierto que los vientos adoptan formas complejas que incluyen arcos, conchas grumos, y estructuras bipolares, cambiando parte del rompecabezas a cómo los vientos adquieren sus variadas estructuras. Los astrónomos utilizaron imágenes de alta resolución espacial en las líneas de emisión de monóxido de carbono y monóxido de silicio para mapear los vientos. Comparando los resultados con otros conjuntos de datos, Llegan a la conclusión de que el origen de una estrella binaria puede explicar tanto las formas nebulares como las nebulares.

Estrellas en este rango de masas, de media, tienen un objeto compañero en órbita que es más masivo que unas cinco masas de Júpiter. Se sabe que las interacciones entre estrellas binarias dominan la evolución de estrellas más masivas, y los científicos especulan que en estas estrellas de menor masa el papel del compañero binario puede afectar de manera similar la evolución. Estiman la influencia cambiante del binario en el viento y la nebulosa a medida que evoluciona la estrella primaria, su viento aumenta, y la separación crece, e informan que pueden explicar con éxito las diversas morfologías nebulares en este marco evolutivo. El nuevo modelo también resuelve otros acertijos relacionados, como por qué ciertas estructuras nebulares (como discos) tienden a encontrarse preferentemente alrededor de estrellas con enriquecimientos químicos específicos (oxígeno o carbono), trazándolos también a las etapas evolutivas.