Принято считать, что звезды небольшой массы, которой не хватает для рождения нейтронной звезды или черной дыры, после смерти превращаются в планетарные туманности. С этим взглядом не согласен Джордж Якоби, сотрудник компании, ответственной за работу с Магеллановыми телескопами, и его коллеги. Их исследование, опубликованное в виде препринта arxiv.org, указывает на двойные звездные системы как на источник подавляющего большинства планетарных туманностей. При этом минимальная масса умирающей в двойной системе звезды должна составлять около одной солнечной. Таким образом, Солнце, не имеющее компаньона, скорее всего не наберет достаточную массу, чтобы из него появилась ярко сияющая туманность, состоящая из горячего ионизованного газа. Для проверки своей гипотезы Якоби произвел изучение планетарных туманностей в звездных скоплениях галактики М31. При этом авторы новой теории подчеркивают, что, хотя их исследование позволяет объяснить большую часть особенностей, связанных с распределением планетарных туманностей в окрестностях Млечного пути, она еще далека от окончательной формы.

Стандартная теория утверждает, что источником планетарных туманностей являются легкие и средние по массе одиночные звезды. Однако такой подход не позволяет объяснить две основные аномалии туманностей. Во-первых, они очень редко оказываются сферически-симметричными, что было бы странно, родись они из одной звезды. Во-вторых, частота образования планетарных туманностей заметно ниже, чем частота смертей небольших звезд. Взаимодействие умирающей звезды со своим собратом в двойной системе объясняет как несферичность – вторая звезда возмущает газ туманности, так и частоту появления – только часть умирающих звезд, имеющих компаньона, образует туманность.

Наблюдение за планетарными туманностями внутри скоплений позволяет выявить свойства звезд, из которых они появились, так как большая часть светил в скоплении родились примерно в одно время и из одного материала. Масса, возраст, химический состав могут быть оценены при сравнении с еще сияющими звездами. Вне звездных скоплений такую информацию получить сложнее – зачастую рядом с бывшей звездой нет объектов, способных предоставить о ней информацию, и даже расстояние до планетарной туманности определяется с меньшей точностью. Эта точность для одиночных туманностей редко превышает 35% и может достигать 50%. Только для самых близких туманностей точность может достичь 20%, и при этом придется использовать орбитальные телескопы и более сложные методики оценки расстояний на основе наблюдения параллакса. До звездных скоплений расстояние определить легче, в большинстве случаев ошибка не превышает 15%, ну а внутри скопления положение туманности не принципиально по сравнению с расстоянием до него. Особенный интерес для изучения планетарных туманностей представляют старые звездные скопления с низкой средней массой звезд. В этом случае одновременно звезды скопления не заканчивают жизнь образованием черной дыры или нейтронной звезды и общее излучение скопления не является преимущественно сиянием молодых звезд. Если средняя масса звезд в скоплении близка к солнечной, то для планетарных туманностей в ней придется искать механизм образования (в случае, если таких туманностей больше, чем ожидаемых крупных звезд массой до 8 солнечных, которые могут образовывать туманности в одиночку). Таким механизмом должна быть передача массы звезде, а лучший кандидат на роль донора – ее собрат в двойной системе.

Под наблюдение астрономов попали звездные скопления в галактике М31 и в Млечном пути. Всего было обследовано 467 скоплений с использованием телескопов обсерватории Китт Пик. Выделение в них планетарных туманностей не составило труда из-за характерного излучения этих объектов. Более сложной задачей был замер скоростей туманностей и звездных скоплений, с помощью которого можно убедиться, принадлежит ли туманность скоплению, или на самом деле находится далеко от него, но на линии наблюдения. Повышение точности измерения относительной скорости туманности и скопления стало одним из краеугольных камней исследования, ведь только так можно отсеять не принадлежащие скоплению туманности и даже другие источники излучения, которые можно принять за туманности, если они находятся на большом удалении от изучаемого скопления.

Всего в нашей галактике в 130 звездных скоплениях были обнаружены четыре планетарные туманности, принадлежащие скоплениям звезд. Две из них наверняка имели своим родителем тяжелые звезды и находятся в молодых скоплениях, а две другие имеют сильно несимметричную форму. Вместе с характерным для их скоплений рентгеновским излучением, обычным для двойных систем, особенно после смерти одной из звезд, наиболее удачными кандидатами на прародителей двух планетарных туманностей становятся двойные системы. В галактике М31 в 270 скоплениях звезд нашлось всего пять кандидатов на планетарные туманности, все остальные были определены с недостаточной точностью относительной скорости. При учете ограничений на яркость наблюдаемых источников, точности замера скоростей и определения спектральных характеристик излучения это количество согласует с теорией рождения планетарных туманностей из двойных звезд, но без необходимой степени уверенности. Правда, примерно такие же результат получают при поиске планетарных туманностей и другие астрономы.