A galáxia de Barnard

A minúscula mas robusta galáxia de Barnard, também conhecida como NGC 6822, é uma vizinha galáctica da Via Láctea.

© ESO (galáxia de Barnard)

Esta galáxia possui regiões de intensa formação estelar e nebulosas fora do comum, tais como a bolha que se vê claramente na parte superior esquerda desta imagem extraordinária. Os astrônomos classificam a NGC 6822 como uma galáxia anã irregular devido à sua forma indefinida e ao seu pequeno tamanho, em termos galácticos. As formas estranhas destas galáxias ajudam os pesquisadores a compreender como é que as galáxias interagem, se desenvolvem, e ocasionalmente se “canibalizam” mutuamente, deixando para trás restos brilhantes transbordando de estrelas.

A galáxia de Barnard brilha sob um mar de estrelas de campo próximas, na direção da constelação de Sagitário. A relativamente pouca distância, cerca de 1,6 milhões de anos-luz, a galáxia de Barnard é um membro do Grupo Local, o arquipélago de galáxias do qual faz parte a Via Láctea. O nome da NGC 6822 vem do seu descobridor, o astrônomo americano Edward Emerson Barnard, que foi o primeiro a conseguir observar esta ilha cósmica, de difícil observação no visível, com um telescópio refrator de 125 milímetros em 1884.

Esta imagem foi obtida com a câmara Wide Field Imager (WFI), montada no telescópio de 2,2 metros MPG/ESO no Observatório do ESO, La Silla, situado no norte do Chile. Apesar da galáxia de Barnard não possuir os majestosos braços espirais e o bojo central brilhante que adornam as suas vizinhas galácticas gigantes, Andrômeda e as galáxias do Triângulo, esta galáxia anã apresenta esplendor estelar e fogos de artifício. As nebulosas avermelhadas visíveis na imagem revelam regiões de formação estelar ativas, onde estrelas jovens e quentes aquecem nuvens de gás, que se encontram nas proximidades. Uma nebulosa em forma de bolha pode ser vista na parte superior esquerda da imagem. No centro desta nebulosa, um conjunto de estrelas muito quentes e de grande massa libertam jatos de matéria que colidem com o material do meio interestelar circundante, dando origem a uma estrutura brilhante observada por nós como um anel. Outros jatos de matéria quente similares lançados por estrelas quentes e turbulentas aparecem um pouco por toda a galáxia de Barnard.

Com apenas cerca de um décimo do tamanho da Via Láctea, a galáxia de Barnard enquadra-se perfeitamente na sua classificação de anã. No total, contém cerca de 10 milhões de estrelas, um número que fica muito aquém dos 400 bilhões estimados para a Via Láctea. No Grupo Local, tal como em qualquer outro lado do Universo, as galáxias anãs encontram-se claramente em maior número do que as suas primas maiores e de formas mais definidas.

As galáxias anãs irregulares, como a galáxia de Barnard, devem as suas formas arredondadas indefinidas aos encontros próximos com outras galáxias. No Universo as galáxias encontram-se em movimento e frequentemente passam muito próximo umas das outras ou até mesmo passam através umas das outras. A densidade de estrelas nas galáxias é muito baixa, o que quer dizer que poucas estrelas colidem fisicamente durante estas passagens cósmicas. No entanto, a atração fatal da gravidade pode modificar dramaticamente as formas das galáxias em passagem ou em colisão. Grandes quantidades de estrelas são puxadas ou empurradas para fora das suas casas galácticas, acabando por formar galáxias anãs de formas irregulares como é o caso da NGC 6822.

Fonte: ESO

Um dos anéis de Saturno não é como os outros

Quando o Sol se pôs nos anéis de Saturno em agosto de 2009, os cientistas da missão Cassini da NASA assistiam de perto.

© NASA/JPL/Space Science Institute (planeta Saturno visto pela sonda Cassini durante o equinócio)

Foi o equinócio, uma de duas vezes no ano de Saturno em que o Sol ilumina de lado o enorme sistema de anéis do planeta. O evento constituiu uma oportunidade extraordinária para a sonda Cassini observar mudanças de curta duração nos anéis que revelam detalhes sobre a sua natureza.

Tal como a Terra, Saturno tem o seu eixo inclinado. Ao longo da sua órbita de 29 anos, os raios do Sol movem-se de norte para sul ao longo do planeta e dos anéis, e vice-versa. A mudança da luz do Sol faz com que a temperatura dos anéis, formados por trilhões de partículas geladas, varie de estação para estação. Durante o equinócio, que durou apenas alguns dias, apareceram sombras invulgares e estruturas onduladas e, durante o crepúsculo deste breve período, os anéis começaram a arrefecer.

A equipe de cientistas da Cassini anuncia que uma seção dos anéis parece ter tido um ligeiro aumento de temperatura durante o equinócio. A temperatura mais alta do que o esperado forneceu uma janela única para a estrutura interior das partículas dos anéis, geralmente não disponível aos cientistas.

"No geral, não podemos aprender muito sobre a composição das partículas de gelo dos anéis de Saturno mais do que um milímetro abaixo da superfície. Mas o fato de que uma parte dos anéis não arrefeceu como o esperado permitiu-nos modelar como podem ser no interior," afirma Ryuji Morishima do Jet Propulsion Laboratory (JPL0 da NASA em Pasadena, no estado americano da Califórnia, que liderou o estudo.

Os pesquisadores examinaram dados recolhidos pelo instrumento CIRS (Composite Infrared Spectrometer) da Cassini durante o ano em torno do equinócio. O instrumento essencialmente registou a temperatura dos anéis à medida que arrefeciam. Compararam então a temperatura com modelos computacionais que tentam descrever as propriedades das partículas dos anéis numa escala individual.

O que descobriram foi intrigante. Para a maior parte da gigante imensidão dos anéis de Saturno, os modelos previram corretamente o modo como arrefeceram à medida que caíram na escuridão. Mas uma seção, o mais externo dos grandes anéis principais, o denominado Anel A, ficou mais quente do que os modelos previram. O pico de temperatura foi especialmente proeminente no meio do Anel A.

A fim de abordarem esta curiosidade, Morishima e colegas realizaram uma investigação detalhada de como as partículas dos anéis com estruturas diferentes aquecem e arrefecem durante as estações de Saturno. Os estudos anteriores com base em dados da Cassini mostraram que as partículas geladas dos anéis são fofas, no exterior, como neve fresca. Este material exterior, chamado regolito, é criado com o passar do tempo, à medida que pequenos impactos pulverizam a superfície de cada partícula. A análise da equipe sugere que a melhor explicação para as temperaturas do Anel A durante o equinócio é que o anel é composto em grande parte por partículas com aproximadamente 1 metro, principalmente gelo sólido com apenas uma fina camada de regolito.

"Uma alta concentração de pedaços de gelo sólido, nesta região dos anéis de Saturno, é inesperada," afirma Morishima. "As partículas dos anéis geralmente espalham-se e tornam-se uniformemente distribuídas ao longo de uma escala de tempo de aproximadamente 100 milhões de anos."

A acumulação de partículas densas num só lugar sugere que, ou algum processo as colocou lá no passado geológico recente ou então as partículas estão, de algum modo, confinadas a essa zona. Os cientistas sugerem um par de hipóteses para explicar esta aglomeração. Uma lua poderá ter existido neste local dentro dos últimos 100 milhões de anos e terá sido destruída, talvez por um impacto gigante. Alternativamente, alegam que pequenas luas, do tamanho de pedregulhos, podem estar transportando estas partículas geladas e densas à medida que migram para dentro do anel. Estas pequenas luas podem dispersar os pedaços de gelo no meio do Anel A enquanto quebram-se devido à influência gravitacional de Saturno e das suas luas maiores.

"Este resultado peculiar é fascinante porque sugere que o meio do anel A de Saturno pode ser muito mais jovem do que o resto dos anéis," explica Linda Spiler, cientista do projeto Cassini do JPL. "Outras partes do anel podem ser tão antigas quanto o próprio Saturno."

Durante a sua última série de órbitas próximas de Saturno, a Cassini irá medir diretamente, e pela primeira vez, a massa dos anéis principais do planeta. Os cientistas vão usar a massa dos anéis para colocar limites na sua idade.

O estudo foi publicado recentemente na revista Icarus.

Fonte: NASA

Arp 159 e NGC 4725

As estrelas pontiagudas e as galáxias peculiares abrangem este instantâneo cósmico, uma visão telescópica em direção à constelação Coma Berenices.

© Stephen Leshin (Arp 159 e NGC 4725)

Suficiente brilhantes para mostrar picos de difração, as estrelas estão no primeiro plano da cena, bem no interior da Via Láctea. Mas as duas galáxias proeminentes estão situadas cerca de 41 milhões de anos-luz de distância. A galáxia distorcida menor à esquerda, também conhecida como NGC 4747, é a entrada 159 no Atlas Arp de galáxias singulares, com extensas caudas de maré que indicam fortes interações gravitacionais em seu passado. Sua provável companheira à direita é a galáxia NGC 4725, que é  muito maior e possui cerca de 100 mil anos-luz de diâmetro. À primeira vista NGC 4725 parece ser uma galáxia espiral normal, com sua região central dominada pela luz amarelada das estrelas mais velhas e frias dando lugar para aglomerados de estrelas azuis, jovens e quentes ao longo da periferia das espirais empoeiradas. Ainda assim, a NGC 4725 parece um pouco estranha com apenas um braço espiral principal.

Fonte: NASA

Reciclagem cósmica

Parte da nebulosa gigante Gum 56 domina esta imagem, iluminada por estrelas jovens quentes e brilhantes que nasceram no seu interior.

© ESO (Nebulosa do Camarão)

Durante milhões de anos formaram-se estrelas a partir do gás desta nebulosa, material que é posteriormente devolvido à maternidade estelar quando as estrelas envelhecidas expelem a sua matéria lentamente para o espaço ou mais dramaticamente sob a forma de explosões de supernovas. Esta imagem foi obtida pelo telescópio MPG/ESO de 2,2 metros no Observatório de La Silla no Chile, no âmbito do programa Joias Cósmicas do ESO.

Profundamente embebidos nesta maternidade estelar gigante encontram-se três aglomerados de estrelas jovens quentes, com apenas alguns milhões de anos de idade, que brilham intensamente  no ultravioleta. É a luz destas estrelas que faz com que as nuvens de gás da nebulosa resplandeçam. A radiação arranca os elétrons aos átomos, num processo chamado ionização, e quando estes se recombinam liberam energia sob a forma de luz. Cada elemento químico emite luz em determinada cor e as enormes nuvens de hidrogênio na nebulosa são a causa deste intenso brilho avermelhado.

A nebulosa Gum 56, também conhecida por IC 4628 ou Nebulosa do Camarão, cujo nome é oriundo do astrônomo australiano Colin Stanley Gum que, em 1955, publicou um catálogo de regiões H II. As regiões H II, tal como Gum 56, são enormes nuvens de densidade baixa, que contêm uma grande quantidade de hidrogênio ionizado.
Uma grande parte da ionização em Gum 56 é feita por duas estrelas do tipo O, que são estrelas quentes azuis-esbranquiçadas, também conhecidas por gigantes azuis devido à sua cor. Este tipo de estrelas é raro no Universo, uma vez que a enorme massa destas gigantes azuis significa que não podem viver durante muito tempo. Após cerca de um milhão de anos apenas, as estrelas colapsam sobre si mesmas e terminam as suas vidas como supernovas, tal como muitas das outras estrelas massivas que se encontram no interior da nebulosa. Nota-se que estas estrelas azuis estão fora do campo desta imagem em particular, não aparecendo por isso na fotografia.
Além de muitas estrelas recém nascidas aninhadas no interior da nebulosa, a região está ainda cheia de gás e poeira suficientes para criar uma geração ainda mais nova de estrelas. As regiões da nebulosa que estão formando novas estrelas são visíveis na imagem como nuvens densas. O material que forma estas novas estrelas inclui os restos das estrelas mais massivas da geração anterior, que já terminaram as suas vidas e ejetaram o seu material para o meio circundante sob a forma de explosões de supernovas. Assim, o ciclo de vida e morte das estrelas continua.
Dadas as duas gigantes azuis muito incomuns e a proeminência da nebulosa nos comprimentos de onda do infravermelho e do rádio, é talvez surpreendente que esta região tenha sido até agora comparativamente pouco estudada por astrônomos profissionais. A nebulosa Gum 56 tem um diâmetro de cerca de 250 anos-luz, mas apesar do seu enorme tamanho tem sido negligenciada por observadores visuais devido ao seu fraco brilho e porque a maioria da radiação que emite se situa em comprimentos de onda invisíveis ao olho humano.
A nebulosa está a uma distância de cerca de 6.000 anos-luz de distância da Terra e pode ser encontrada no céu na constelação do Escorpião, onde tem um tamanho projetado de quatro vezes o da Lua Cheia.

Fonte: ESO

Orcus: um planeta anão?

Orcus é um objeto transnetuniano do cinturão de Kuiper e provavelmente deverá ser classificado como um planeta anão, embora a International Astronomical Union (IAU) não tenha o designado formalmente como tal.

© NASA (ilustração de Orcus)

O objeto 90482 Orcus foi descoberto em 17 de fevereiro de 2004 por Michael Brown, Chad Trujillo e David Rabinowitz. Ele é um plutino, ou seja, está numa ressonância orbital 2:3 com Netuno, completando duas voltas ao redor do Sol a cada três de Netuno. Plutão possui uma órbita parecida à de Orcus, porém os dois corpos sempre estão em fases opostas da órbita: enquanto Orcus está no afélio Plutão está no perélio e vice-versa. Por causa disso, além do fato de sua lua Vanth lembrar a grande lua de Plutão Caronte, Orcus tem sido visto como anti-Plutão. Isso influenciou muito a escolha de seu nome, como o deus Orcus era o equivalente etrusco de Plutão, e virou um nome alternativo para Plutão.

Orcus tem um período orbital de 247 anos. Embora sua órbita fique próxima da de Netuno em um ponto, a ressonância orbital significa que Orcus sempre está a uma grande distância do planeta, a separação angular entre eles é de mais de 60°. Em um período de 14.000 anos Orcus fica a mais de 18 UA de Netuno.

Orcus orbita o Sol a uma distância média de 39,2 UA, com um perélio (menor distância ao Sol) de 30,4 UA e um afélio (maior distância ao Sol) de 48,1 UA. Ele vai alcançar o afélio em 2019. Simulações pela Deep Ecliptic Survey (DES) mostram que nos próximos 10 milhões de anos Orcus poderá adquirir um perélio de 27,8 UA.

O período de rotação de Orcus é desconhecido. Diferentes pesquisas fotométricas apresentam diferentes resultados. Algumas mostram pequenas variações de amplitude com períodos entre 7 e 21 horas, enquanto outras não mostram variação.

A partir de observações feitas pelo telescópio espacial Hubble em novembro de 2005, Mike Brown e T.A. Suer detectaram um satélite orbitando Orcus. Essa descoberta foi anunciada na IAUC 8812 em 22 de fevereiro de 2007. O satélite recebeu a designação provisória S/2005 (90482) 1 até receber o nome de Vanth. Ele orbita Orcus em uma órbita quase circular com uma excentricidade de menos de 0,0036, e um período orbital de 9,53 dias. Vanth está a apenas 8.980 ± 20 km de Orcus e está muito perto dele para análises espectroscópicas terrestres a composição de sua superfície. Vanth não parece ter surgido por colisão porque seu espectro é bastante diferente do de Orcus, e possivelmente pode ser um objeto capturado.

Os polos de rotação de Orcus provavelmente coincidem com os polos orbitais de sua lua, Vanth, o que significa que o polo de Orcus está virado para a Terra, explicando as dificuldades em medir seu período de rotação. É possível que o verdadeiro período de rotação coincida com o período orbital da lua. A magnitude absoluta de Orcus é de cerca de 2,2, comparável à de 2,6 do cubewano Quaoar. Um objeto cubewano é aquele pertencente ao cinturão de Kuiper, e ao contrário de Plutão, não cruzam a órbita de Netuno.

Observações efetuadas pelo telescópio espacial Spitzer no infravermelho distante e pelo observatório espacial Herschel no submilímetro estima um diâmetro de 850 ± 90 km. O diâmetro determinado a partir de medições do Spitzer é de apenas 940 ± 70 km. Orcus tem um albedo de cerca de 22% a 34%, o que pode ser típico de objetos transnetuniano aproximando a faixa de 1.000 km de diâmetro.

O tamanho foi estimado assumindo que Orcus não possui satélites. A presença de Vanth, um satélite relativamente grande, pode mudar os valores consideravelmente. A magnitude absoluta de Vanth é cerca de 4,88, o que significa que ele é 11 vezes menos brilhante que Orcus. Se os albedos dos dois corpos forem iguais o diâmetro de Orcus é de cerca de 900 km (assumindo um diâmetro de 940 km se não tivesse satélites), enquanto o tamanho de Vanth é de cerca de 280 km. No entanto, se o albedo de Vanth for duas vezes menor que o de Orcus, o o diâmetro dos corpos é de 860 e 380 km, respectivamente.

Em 2013 foi publicada uma nova análise de dados do observatório espacial Herschel, que determinou um diâmetro de 917 ± 25 km para Orcus e 276 ± 17 km para Vanth, assumindo que os dois corpos tenham o mesmo albedo.

Como Orcus faz parte de um sistema binário, a massa do sistema é estimada em 6,32 ± 0,05×10²⁰ kg, cerca de 3,8% da massa de Éris, o planeta anão mais massivo conhecido.

Como essa massa está divida entre Orcus e Vanth depende do tamanho relativo deles. Se o tamanho do satélite for de um terço de Orcus, sua massa equivale a 3% da massa total; por outro lado, se o tamanho de Vanth for de 380 km, sua massa pode ser de até 1/13 da massa total do sistema ou cerca de 8% da massa de Orcus.

Fonte: NASA

A remanescente de supernova Puppis A

Originada pela explosão de uma estrela massiva, a nebulosa remanescente de supernova Puppis A se expande detonando o meio interestelar a 7.000 anos luz de distância da Terra.

© Don Goldman (remanescente de supernova Puppis A)

Nessa distância, esta colorida imagem telescópica, captada usando dados tanto de amplo espectro quanto filtros de banda estreita, resolve uma área de 60 anos luz de diâmetro.

A medida que os escombros desta supernova se espalham pelas áreas vizinhas não uniformes, filamentos de oxigênio excitado brilham em tons de verde e azul. A radiação emanada pelo hidrogênio e do nitrogênio aparece aqui em tons avermelhados.

A luz original da supernova gerada pelo colapso de um massivo núcleo estelar, chegou até a Terra há 3.700 anos.

A remanescente de supernova Puppis A é vista através das emissões periféricas da mais antiga e mais próxima remanescente de supernova de Vela, perto do plano lotado da galáxia Via Láctea.

A Puppis A, apesar de brilhar em todo o espectro eletromagnético, continua sendo uma das fontes mais brilhantes nos céus em raios X.

Fonte: NASA

O primeiro ano de observações científicas do Gaia

Há uma semana o observatório espacial Gaia da ESA completou o seu primeiro ano de observações científicas no seu modo principal de levantamento.

© Hubble/Gaia (Nebulosa Olho de Gato)

Depois do lançamento, no dia 19 de dezembro de 2013, e de uma longa órbita de seis meses durante o período de comissionamento, o satélite começou as suas observações científicas de rotina no dia 25 de julho de 2014. Localizado no ponto L2 de Lagrange, a 1,5 milhões de quilômetros da Terra, o Gaia estuda estrelas e muitos outros objetos astronômicos enquanto gira, observando porções circulares do céu. Ao medir repetidamente as posições das estrelas com uma precisão extraordinária, o Gaia pode desvendar as suas distâncias e movimentos através da Via Láctea.

Durante os primeiros 28 dias, o Gaia operou num modo especial de estudo em que recolheu amostras de grandes círculos no céu, mas sempre incluindo os polos da eclíptica. Isto significa que o satélite observou as estrelas nessas regiões muitas vezes, fornecendo uma base de dados de valor inestimável para a calibração inicial do Gaia.

No final desta fase, no dia 21 de agosto de 2014, o Gaia deu início à sua operação primária, empregando um levantamento projetado para alcançar a melhor cobertura possível de todo o céu.

Desde o início da sua fase de rotina, o satélite registou 272 bilhões de medições posicionais ou astrométricas, 54,4 bilhões de pontos de dados fotométricos ou de brilho, e 5,4 bilhões de espectros.

A equipe do Gaia durante um ano processou e a analisou estes dados, a caminho de desenvolver os principais produtos científicos do Gaia, enormes catálogos públicos das posições, distâncias, movimentos e outras propriedades de mais de bilhões de estrelas. Devido ao imenso volume de dados e à sua natureza complexa, isto requer um enorme esforço por parte de cientistas e de criadores de software por toda a Europa, que constituem o DPAC (Data Processing and Analysis Consortium) do Gaia.

"Os últimos doze meses foram muito intensos, mas estamos aprendendo a lidar com os dados e estamos ansiosos pelos próximos quatro anos de operações nominais," afirma Timo Prusti, cientista do projeto Gaia da ESA.

"Estamos apenas a um ano de distância da primeira divulgação de dados do Gaia, um catálogo intermediário planejado para o verão de 2016. Com o primeiro ano de dados nas nossas mãos, estamos agora a meio caminho desse marco e somos capazes de apresentar alguns instantâneos preliminares que mostram que o observatório está trabalhando bem e que o processamento de dados está no caminho certo."

Como um exemplo da validação em curso, a equipe do Gaia foi capaz de medir a paralaxe para uma amostra inicial de dois milhões de estrelas.

A paralaxe é o movimento aparente de uma estrela contra um fundo distante observado ao longo de um período de um ano e resulta do movimento real da Terra em torno do Sol; isto é também observado pelo Gaia, uma vez que orbita o Sol ao lado da Terra. Mas a paralaxe não é o único movimento observado pelo Gaia: as estrelas também se movem através do espaço, o que chamamos de movimento próprio.

O Gaia fez uma média de aproximadamente 14 medições para cada estrela no céu, até agora, mas este número não é geralmente suficiente para separar a paralaxe dos movimentos próprios.

Para superar isto, os cientistas combinaram dados do Gaia com posições extraídas do catálogo Tycho-2, com base em dados obtidos entre 1989 e 1993 pelo antecessor do Gaia, o satélite Hipparcos.

Isto restringe a amostra a apenas dois milhões das mais de bilhões de estrelas que o Gaia observou até agora, mas gera algumas ideias iniciais e úteis da qualidade dos seus dados.

Quanto mais perto uma estrela está do Sol, maior a sua paralaxe e, portanto, a paralaxe medida para uma estrela pode ser usada para determinar a sua distância. Por sua vez, a distância pode ser usada para converter o brilho aparente da estrela no brilho verdadeiro ou "luminosidade absoluta".

Os astrônomos traçam as magnitudes absolutas das estrelas contra as suas temperaturas, estimadas a partir das cores das estrelas, para gerar o "diagrama Hertzsprung-Russell", cujo nome honra dois cientistas do século XX que reconheceram que um tal diagrama poderia ser usado como uma ferramenta para compreender a evolução estelar.

© ESA (diagrama Hertzsprung-Russell)

Este gráfico mostra a luminosidade absoluta de quase um milhão de estrelas observadas pelo Gaia em função da sua cor. Os pontos de dados parecem preencher algumas regiões características do diagrama, a maioria deles distribuídos diagonalmente desde o canto superior esquerdo até ao canto inferior direito: esta é a chamada sequência principal de estrelas, identificando todas as estrelas que queimam hidrogênio nos seus núcleos, uma fase que corresponde à maior parte do tempo de vida de uma estrela. Ao longo da sequência principal, as estrelas mais brilhantes e mais massivas estão localizadas na seção superior esquerda do diagrama, e as estrelas mais pequenas e menos brilhantes estão localizadas na seção inferior direita.
O grande grupo de pontos de dados na metade direita do gráfico identifica estrelas gigantes vermelhas: estrelas evoluídas que já esgotaram o hidrogênio nos seus núcleos. À medida que os seus núcleos colapsam sob o seu próprio peso, as camadas exteriores dessas estrelas incham, criando invólucros enormes, frios e avermelhados.

"O nosso primeiro diagrama Hertzsprung-Russell, com luminosidades absolutas baseadas no primeiro ano do Gaia e no catálogo Tycho-2, e informações de cor obtidas em observatórios terrestres, dá-nos uma amostra do que a missão vai proporcionar nos próximos anos," afirma Lennart Lindegren, professor na Universidade de Lund e um dos proponentes originais da missão Gaia.

Dado que o Gaia tem vindo a realizar estudos repetidos do céu para medir os movimentos das estrelas, também tem sido capaz de detectar se alguma mudou de brilho e, ao fazê-lo, começou a descobrir alguns objetos astronômicos muito interessantes.

O Gaia detectou centenas de fontes transientes até agora, sendo a primeira uma supernova no dia 30 de agosto de 2014. Estas deteções são rotineiramente partilhadas com a comunidade em geral, logo que são avistadas sob a forma de "alertas científicos", permitindo o acompanhamento rápido por telescópios terrestres a fim de determinar a sua natureza.

Uma dessas fontes transientes foi observada passando por uma explosão repentina e dramática que aumentou o seu brilho por um fator de cinco. Concluiu-se que o Gaia tinha descoberto o que se chama de "variável cataclísmica", um sistema binário no qual uma das estrelas, uma anã branca quente, devora massa da companheira estelar normal, levando a explosões de luz à medida que o material é ingerido. O sistema também acabou por ser um binário eclipsante, em que a relativamente maior estrela normal passa diretamente em frente da mais pequena, mas mais brilhante, anã branca, tapando-a periodicamente a partir do ponto de vista da Terra.

Invulgarmente, ambas as estrelas neste sistema parecem ter uma abundância de hélio mas pouco hidrogênio. Os dados da descoberta do Gaia e observações de acompanhamento podem ajudar os astrônomos a melhor compreender como as duas estrelas perderam o seu hidrogênio.

O Gaia também descobriu uma grande variedade de estrelas cujo brilho sofre mais alterações regulares ao longo do tempo. Muitas destas descobertas foram feitas entre julho e agosto de 2014, enquanto o Gaia realizava bastantes observações subsequentes de algumas áreas do céu perto dos polos eclípticos. Esta sequência de observações e amostras tornou possível a descoberta e o estudo de estrelas variáveis localizadas nestas regiões.

A famosa Grande Nuvem de Magalhães (LMC), uma galáxia anã satélite da Via Láctea, está localizada perto do polo sul da eclíptica. O Gaia forneceu curvas de luz detalhadas de dúzias de estrelas variáveis do tipo RR Lyrae na LMC e os detalhes revelados nas mesmas atestam a alta qualidade dos dados.

Outro objeto curioso estudado durante a mesma fase da missão: a Nebulosa Olho de Gato, vista no topo desta postagem. Também conhecida como NGC 6543, é uma nebulosa planetária situada perto do polo norte da eclíptica.

As nebulosas planetárias são formadas quando as camadas exteriores de uma velha estrela de baixa massa são expelidas e interagem com o meio interestelar circundante, deixando para trás uma anã branca compacta. O Gaia fez mais de 200 observações da Nebulosa Olho de Gato e registou mais de 84.000 deteções que traçam com precisão os intricados filamentos gasosos por que tais objetos são famosos. À medida que as observações continuam, o Gaia será capaz de ver a expansão dos nós nebulares, nesta e noutras nebulosas planetárias.

Mais perto de casa, o Gaia detectou uma grande quantidade de asteroides, pequenos corpos rochosos que povoam o nosso Sistema Solar, principalmente entre as órbitas de Marte e Júpiter. Tendo em conta que estão relativamente próximos e que orbitam o Sol, os asteroides movem-se contra o fundo estelar nas imagens astronômicas, aparecendo num instantâneo de um determinado campo, mas não em imagens do mesmo campo obtidas em momentos posteriores.

Os cientistas do Gaia desenvolveram um software especial para procurar estes dados extremos, combinando-os com as órbitas de asteroides conhecidos a fim de os remover dos dados que estão sendo usados para estudar estrelas. Mas, por sua vez, esta informação será utilizada para caracterizar asteroides conhecidos e para descobrir milhares de novos.

Finalmente, além das medições astrométricas e fotométricas, o Gaia tem recolhido espectros de muitas estrelas. Estes dados serão utilizados para determinar os movimentos das estrelas ao longo da linha de visão medindo ligeiras mudanças nas posições das linhas de absorção no seu espectro devido ao efeito Doppler. Mas nos espectros de algumas estrelas quentes, o Gaia também observou linhas de absorção em gás de material interestelar de primeiro plano, o que permitirá aos cientistas medir a sua distribuição.

"Estes estudos iniciais demonstram a qualidade dos dados recolhidos até agora pelo Gaia e as capacidades de processamento. Os produtos finais dos dados ainda não estão prontos, mas estamos trabalhando arduamente para fornecer o primeiro no próximo ano," conclui Timo.

Fonte: ESA

Um par de buracos negros no centro do quasar mais próximo

Astrônomos usando o telescópio espacial Hubble descobriram que a Markarian 231 (Mrk 231), a galáxia mais próxima da Terra que abriga um quasar, é alimentada por dois buracos negros centrais girando violentamente um em relação ao outro.

© Hubble/A. Evans (Markarian 231)

A descoberta sugere que os quasares, os brilhantes núcleos das galáxias ativas, podem normalmente abrigar dois buracos negros centrais que caem, um na órbita do outro como resultado da fusão de duas galáxias. Como um par de patinadores, o buraco negro duplo gera uma tremenda quantidade de energia que faz o núcleo da galáxia que o abriga se sobrepor ao brilho da população de bilhões de estrelas da galáxia, que os cientistas então identificam como quasares.

Os cientistas procuraram nas observações de arquivo do Hubble feitas na radiação ultravioleta emitida do centro da Mrk 231 para descobrir  o que eles descrevem como propriedades extremas e surpreendentes.

Se somente um buraco negro estivesse presente no centro do quasar, todo o disco de crescimento, faria o gás quente ao redor brilhar na radiação ultravioleta. Ao invés disso, o brilho ultravioleta do disco empoeirado abruptamente cai em direção ao centro. Isso fornece uma evidência observacional que o disco apresenta um formato de rosca circulando o buraco negro central. A melhor explicação para os dados observacionais, com base nos modelos dinâmicos, é que o centro do disco é cavado pela ação dos dois buracos negros orbitando um ao redor do outro. O segundo e menor buraco negro orbita na borda interna do disco de crescimento, e tem seu próprio disco com um brilho ultravioleta.

“Nós estamos extremamente animados sobre essa descoberta, pois ela não somente mostra a existência de um buraco negro binário próximo na Mrk 231, mas também mostra uma nova maneira de se pesquisar sistematicamente buracos negros binários, por meio da natureza de sua emissão da luz ultravioleta”, disse Youjun Lu do National Astronomical Observatories da China, e da Chinese Academy of Sciences.

“A estrutura do nosso Universo, onde as galáxias gigantes e os aglomerados de galáxias, crescem por fusão de sistemas menores, em sistemas maiores, e buracos negros binários são consequências naturais dessas fusões de galáxias”, adicionou o co-pesquisador Xinyu Dai, da Universidade de Oklahoma.

Estima-se que o buraco negro central tenha uma massa equivalente a 150 milhões de vezes a massa do nosso Sol, e o seu companheiro tem uma massa de 4 milhões de massas solares. A dupla dinâmica completa uma órbita um ao redor do outro a cada 1,2 anos.

O buraco negro de massa menor é a parte remanescente de uma galáxia menor que se fundiu com a Mrk 231. Evidência de uma fusão recente vem da assimetria da galáxia hospedeira, e a longa cauda de jovens estrelas azuis.

O resultado da fusão tem feito da Mrk 231, uma galáxia energética de explosão de estrelas com uma taxa de formação estelar de 100 vezes maior do que a taxa na Via Láctea. O gás alimenta o motor do buraco negro, disparando fluxos de gás turbulentos que incitam um nascimento estelar em forma de fogos artifícios.

Acredita-se que os buracos negros binários farão o movimento em espiral juntos e colidirão dentro de poucas centenas de milhares de anos.

A Mrk 231 está localizada a cerca de 581 milhões de anos-luz de distância.

Os resultados foram publicados na edição de 14 de Agosto de 2015 do The Astrophysical Journal.

Fonte: Space Telescope Science Institute

A Grande Nuvem de Magalhães

O navegador português do século XVI Fernão de Magalhães e sua tripulação tiveram muito tempo para estudar os céus meridionais durante a longa viagem da primeira circum-navegação do planeta Terra.

© Carlos Fairbairn (Grande Nuvem de Magalhães)

Como resultado, dois objetos difusos semelhantes a nuvens, facilmente visíveis para os observadores do hemisfério sul, são hoje conhecidos por Nuvens de Magalhães. De fato, estas nuvens são na verdade galáxias satélites da nossa, a galáxia espiral Via Láctea, que é muito maior.

Localizada a cerca de 160.000 anos luz na direção da constelação de Dorado, a Grande Nuvem de Magalhães (LMC) é vista aqui nesta notável imagem colorida de campo profundo.

Esta galáxia irregular vizinha se espalha por 15.000 anos luz e sendo a mais massiva das galáxias satélites que acompanham a nossa galáxia.

A LMC foi palco da supernova mais próxima da Terra dos tempos modernos, a SN 1987A.

A região que se destaca logo abaixo do centro da imagem é 30 Doradus, conhecida como a magnifica Nebulosa da Tarântula, uma gigantesca região de formação estelar com 1.000 anos luz de diâmetro.

Fonte: NASA

Collinder 399: O Cabide

Será este cabide um aglomerado estelar ou um asterismo?

© John Chumack (Collinder 399)

Este suspense cósmico foi debatido durante grande parte do século passado, já que astrônomos se perguntavam se este objeto visível com binóculos é realmente um aglomerado aberto cujas partes são fisicamente associadas entre si ou uma projeção casual.

Essas projeções estelares casuais são conhecidas como asterismos, e um exemplo disso é o popular Big Dipper. Medições precisas feitas recentemente a partir de diferentes pontos de vista na órbita da Terra em torno do Sol revelaram recentemente mudanças angulares discrepantes indicando que o Cabide pode ser mais bem descrito como um asterismo. Mais formalmente conhecido como Collinder 399, este brilhante agrupamento estelar pode ser visto com uma envergadura maior que a da Lua cheia na direção da constelação da Raposa (Vulpecula).

Fonte: NASA

NGC 6888: A Nebulosa Crescente

A NGC 6888, também conhecida como a Nebulosa Crescente, é uma bolha cósmica que tem aproximadamente 25 anos-luz de diâmetro, e que foi inflada pelos ventos produzidos por uma estrela central, brilhante e massiva.

© Daniel López (NGC 6888)

Esse retrato colorido da nebulosa usa dados de imagens de banda estreita combinados numa paleta de cores do Hubble. Essa imagem mostra as emissões dos átomos de enxofre, hidrogênio e oxigênio nas tonalidades vermelhas, verde e azul, respectivamente. A estrela central da NGC 6888 é classificada como uma estrela do tipo Wolf-Rayet (WR 136). A estrela está expelindo seu envelope externo através de um vento estelar forte, ejetando o equivalente a uma massa do Sol a cada 10.000 anos. As complexas estruturas da nebulosa resultam provavelmente da interação do vento estelar forte com material ejetado em fases anteriores. Queimando combustível numa taxa prodigiosa e perto do fim da sua vida, essa estrela deve deixar de existir por meio de uma espetacular explosão de supernova. Encontrada na constelação rica em nebulosas de Cygnus, a NGC 6888 está a aproximadamente 5.000 anos-luz de distância da Terra.

Fonte: NASA

"Pedras planetárias" foram os blocos de construção dos maiores planetas

Pesquisadores do SwRI (Southwest Research Institute) e da Universidade de Queen, no Canadá, desvendaram o mistério de como Júpiter e Saturno provavelmente foram formados.

© NASA/JPL-Caltech (ilustração de um sistema estelar jovem e os gigantes gasosos)

Ironicamente, os maiores planetas do Sistema Solar foram provavelmente formados primeiro. Júpiter e Saturno, que são na sua maioria hidrogênio e hélio, presumivelmente acumularam os seus gases antes da nebulosa solar se dispersar. As observações de sistemas estelares jovens mostram que os discos gasosos que formam planetas geralmente têm uma vida útil de apenas 1 a 10 milhões de anos, o que significa que os gigantes gasosos no nosso Sistema Solar formaram-se provavelmente dentro desse espaço de tempo. Em contraste, a Terra provavelmente demorou pelo menos 30 milhões de anos a formar-se e, no máximo, até 100 milhões de anos. Assim sendo, como é que Júpiter e Saturno formaram-se tão rapidamente?

A teoria mais aceita para a formação dos gigantes gasosos é o chamado modelo de acreção de núcleo. Neste modelo, um núcleo do tamanho de um planeta, constituído por gelo e rocha, forma-se primeiro. Em seguida, o fluxo de gás e poeira interestelar anexa-se ao planeta em crescimento. No entanto, este modelo tem um calcanhar de Aquiles; especificamente, o primeiro passo do processo. A acumulação de uma atmosfera massiva requer um núcleo sólido com cerca de 10 vezes a massa da Terra. No entanto, estes objetos grandes, semelhantes a Urano e Netuno, tiveram de formar-se em apenas alguns milhões de anos.

No modelo padrão de formação planetária, os núcleos rochosos crescem à medida que objetos de tamanho similar são acumulados e assimilados através de um processo chamado acreção. As rochas incorporam outras rochas, criando montanhas; montanhas fundem-se com outras montanhas, levando a objetos do tamanho de cidades, e assim por diante. No entanto, este modelo não é capaz de produzir núcleos planetários suficientemente grandes num suficientemente curto espaço de tempo, a fim de explicar Saturno e Júpiter.

"O problema da escala de tempo está preso nas nossas gargantas há já algum tempo," afirma o Dr. Hal Levison, cientista do SwRI. "Não se sabia exatamente como objetos como Júpiter e Saturno podiam sequer existir," disse Levison. Novos cálculos feitos pela equipe mostram que os núcleos de Júpiter e Saturno podem formar-se dentro do espaço de tempo de 10 milhões de anos caso cresçam acumulando gradualmente uma população de pedras planetárias, objetos gelados com cerca de 30 centímetros em diâmetro. Observações recentes mostraram que o gás pode desempenhar um papel fundamental no aumento da eficiência da acreção. Assim, as pedras que entrem em órbita podem espiralar para o protoplaneta e ser assimiladas, assistidas pelo gás.

Levison, a Dra. Katherine Kretke e o Dr. Martin Duncan (ambos da Universidade de Queen em Kingston, Ontário) mostram que a acreção de "seixos" planetários pode produzir a estrutura observada do Sistema Solar desde que os seixos se tenham formado a um ritmo suficientemente lento para que os planetas em crescimento tenham tempo para interagir gravitacionalmente uns com os outros.

"Caso as pedras se formem demasiado depressa, a acreção levaria à formação de centenas de Terra geladas," afirma Kretke. "Os núcleos em crescimento precisam de algum tempo para arremessar os seus concorrentes para longe dos seixos, efetivamente fazendo com que 'passem fome'. É por isso que foram formados apenas um par de gigantes gasosos."

"Que eu saiba, este é o primeiro modelo a reproduzir a estrutura do Sistema Solar exterior, com dois gigantes gasosos, dois gigantes de gelo (Urano e Netuno) e um Cinturão de Kuiper intocado," comenta Levison.

"Depois de muitos anos realizando simulações computacionais do modelo padrão sem sucesso, é um alívio encontrar um novo modelo que é tão bem sucedido," acrescenta Duncan.

A descoberta, que muda a nossa visão de como todos os planetas se podem ter formado, foi publicada na edição desta semana da revista Nature.

Fonte: Southwest Research Institute

O coração tumultuoso da Via Láctea

A imagem abaixo mostra poderosos remanescentes de estrelas mortas e sua ação sobre o gás circundante, sendo obtida por uma equipe internacional de astrônomos do Max Planck Institute for Extraterrestrial Physics através do observatório de raios X XMM-Newton da ESA, revelando alguns dos processos mais intensos que ocorrem no centro da nossa Galáxia, a Via Láctea.

© ESA/XMM-Newton/G. Ponti (regiões centrais da Via Láctea)

A imagem acima mostra as regiões centrais da Via Láctea observadas pelo observatório de raios X XMM-Newton da ESA. A imagem combina dados recolhidos com energia entre 0,5 e 2 keV (vermelho), de 2 a 4,5 keV (verde) e 4,5 e 12 keV (azul). Corresponde a cerca de 2,5º no céu, equivalente a mais ou menos mil ano-luz.

As fontes brilhantes e parecidas a pontos que se destacam ao longo da imagem rastreiam sistemas estelares binários em que uma das estrelas chegou ao fim da sua vida, evoluindo para um objeto compacto e denso, uma estrela de nêutrons ou um buraco negro. Por causa das suas altas densidades, estes remanescentes compactos devoram massa da sua estrela companheira, aquecendo o material e fazendo-o brilhar em raios X.

A região central da Via Láctea também contém estrelas jovens e aglomerados estelares, e alguns destes são visíveis como fontes brancas ou vermelhas espalhadas pela imagem, que abrange cerca de mil anos-luz.

A maioria da ação ocorre no centro, onde as nuvens difusas de gás estão sendo esculpidas por ventos poderosos aquecidos por estrelas jovens, bem como por supernovas, a morte explosiva de estrelas gigantes.

O buraco negro supermassivo situado no centro da Via Láctea é também responsável por parte desta ação. Conhecido como Sagitário A*, este buraco negro tem uma massa milhões de vezes superior à do Sol e está localizado dentro da fonte difusa e brilhante para a direita do centro da imagem.

Apesar dos buracos negros não emitirem luz, a sua imensa força gravitacional puxa matéria circundante que, no processo, emite luz em vários comprimentos de onda, mais notavelmente em raios X. Além disso, dois lóbulos de gás quente prolongam-se para cima e para baixo do buraco negro.

Acredita-se que estes lóbulos são provocados, ou diretamente pelo buraco negro, que engole parte do material que flui na sua direção mas expele a maioria, ou pelo efeito cumulativo de inúmeros ventos estelares e explosões de supernova que ocorrem neste ambiente denso.

Esta imagem, que mostra uma visão sem precedentes do núcleo energético da Via Láctea, foi processada num novo estudo graças à compilação de todas as observações desta região executadas pelo XMM-Newton, somando cerca de mês e meio de exposição no total.

A grande estrutura elíptica para baixo e para a direita de Sagitário A* é uma super-bolha de gás quente, provavelmente inchado pelos remanescentes de várias supernovas no seu centro. Embora esta estrutura já seja conhecida, este estudo confirma pela primeira vez que consiste de uma única bolha gigante, em vez da superposição de vários remanescentes individuais ao longo da nossa linha de visão.

Outra grande bolsa de gás quente, designada "Bolha de Arco" devido à sua forma crescente, pode ser vista perto do centro da imagem, para baixo e para a esquerda do buraco negro supermassivo. A bolsa é inflada pelos ventos fortes de estrelas num aglomerado próximo, bem como por supernovas; o remanescente de uma dessas explosões, uma candidata a nebulosa de vento de pulsar, foi detectada no núcleo da bolha.

O rico conjunto de dados compilados neste levantamento contém observações que abrangem toda a gama de energias de raios X cobertas pelo XMM-Newton; estas incluem algumas energias correspondentes à luz emitida por elementos pesados como o silício, enxofre e argônio, luz esta produzida principalmente pelas explosões de supernovas. Ao combinar estas informações adicionais presentes nos dados, foi obtida outra visão complementar do Centro Galáctico, que revela bem os lóbulos e as bolhas descritas anteriormente.

Além disso, esta imagem alternativa também exibe a emissão, embora muito fraca, de plasma quente nas secções superior e inferior da imagem. Este plasma quente pode ser o efeito macroscópico coletivo de fluxos gerados pela formação estelar ao longo desta zona central inteira.

Outra das possíveis explicações para tal emissão liga-a ao passado turbulento do buraco negro supermassivo, agora não tão ativo. Os astrônomos pensam que, no início da história da nossa Galáxia, Sagitário A* reunia e expelia massa a um ritmo muito mais elevado, tal como os buracos negros encontrados no centro de muitas galáxias, e que estas nuvens difusas de plasma quente poderão ser um legado da sua atividade antiga.

Fonte: ESA

M27: Não é um cometa

Enquanto caçava cometas nos céus acima da França do século XVIII, o astrônomo Charles Messier manteve diligentemente uma lista de objetos encontrados que definitivamente não eram cometas.

© Francesco di Biase (M27)

Este é o número 27 em sua agora famosa lista de não-cometas. Na verdade, os astrônomos do século XXI identificariam o objeto como uma nebulosa planetária, mas tampouco é um planeta, embora pareça redondo e lembre um planeta quando visto através de um pequeno telescópio. Messier 27 (M27) é um excelente exemplo de nebulosa de emissão gasosa, criada quando o combustível nuclear de uma estrela tipo sol se exaure em seu núcleo. A nebulosa se forma quando as camadas externas da estrela são expelidas para o espaço, com um brilho visível gerado por átomos excitados pela intensa, mas invisível luz ultravioleta da estrela moribunda. Conhecida pelo nome popular de Nebulosa do Haltere, a bela e simétrica nuvem interestelar de gases tem mais de 2,5 anos-luz de diâmetro e está a cerca de 1.200 anos-luz de distância na constelação de Vulpecula (Raposa). Esta impressionante montagem em cores destaca detalhes na bem estudada região central e também características mais esmaecidas e que são raramente fotografadas no halo exterior da nebulosa. A foto também contém imagens feitas em banda estreita com o uso de filtros sensíveis à emissão de átomos de enxofre, hidrogênio e oxigênio.

Fonte: NASA

Estrelas irmãs

Os aglomerados estelares abertos como o que se vê nesta imagem não são apenas perfeitos para tirar bonitas fotografias.

© ESO (o rico aglomerado estelar IC 4651)

A maioria das estrelas forma-se no seu interior e estes aglomerados podem ser usados pelos astrônomos como laboratórios para estudar como é que as estrelas evoluem e morrem. Esta imagem foi obtida pelo instrumento Wide Field Imager (WFI) montada permanentemente no telescópio MPG/ESO de 2,2 metros no Observatório de La Silla. O instrumento WFI consiste em vários detectores CCD num total de 67 milhões de pixels e pode observar uma área do céu tão grande como a Lua Cheia. Permite fazer observações desde o visível até ao infravermelho próximo, com mais de 40 filtros disponíveis. Para esta imagem apenas foram utilizados três destes filtros.

O salpicado de estrelas que podemos ver nesta nova imagem do ESO é o aglomerado estelar aberto IC 4651, situado na Via Láctea na constelação do Altar, a cerca de 3.000 anos-luz de distância. O aglomerado tem cerca de 1,7 bilhões de anos, o que corresponde à meia-idade em termos de aglomerados. O IC 4651 foi descoberto por Solon Bailey, pioneiro no estabelecimento de observatórios em locais altos e secos nos Andes. Este objeto foi catalogado em 1896 pelo astrônomo dinamarquês-irlandês John Louis Emil Dreyer.
Conhecem-se na Via Láctea mais de mil destes aglomerados abertos, no entanto pensa-se que existam muitos mais. Muitos destes objetos foram já estudados com grande detalhe. Observações de aglomerados estelares como este fizeram avançar o nosso conhecimento sobre a formação e evolução da Via Láctea e das estrelas individuais no seu interior,  e permitem também aos astrônomos testarem modelos de evolução estelar.
As estrelas de IC 4651 formaram-se todas ao mesmo tempo a partir da mesma nuvem de gás. Embora muitas das estrelas captadas nesta imagem pertençam a IC 4651, a maioria das estrelas mais brilhantes encontram-se na realidade entre nós e o aglomerado e muitas das mais fracas estão mais distantes. Estas estrelas irmãs estão ligadas apenas de forma leve pela atração entre si e pelo gás entre elas. À medida que as estrelas do aglomerado interagem com outros aglomerados e com nuvens de gás na galáxia, e à medida que o gás entre as estrelas é utilizado para formar mais estrelas ou é lançado para fora do aglomerado, a estrutura do aglomerado começa a modificar-se. Eventualmente, a massa restante no aglomerado torna-se suficientemente pequena para que as estrelas possam escapar. Observações recentes de IC 4651 mostraram que o aglomerado contém uma massa de 630 vezes a massa solar. Esta quantidade é de fato muito maior que os números obtidos em estudos anteriores, os quais observaram regiões menores, deixando por isso de fora muitas das estrelas do aglomerado que se encontram longe do seu centro. Estima-se que inicialmente teria pelo menos 8.300 estrelas, num total de 5.300 vezes a massa do Sol.

Como este aglomerado é relativamente velho, uma parte desta massa perdida é devida às estrelas mais massivas do aglomerado já terem atingido o final das suas vidas e terem explodido sob a forma de supernovas. No entanto, a maioria das estrelas que se perderam não morreram, mas apenas se deslocaram. Elas teriam sido arrancadas do aglomerado ao passar por uma nuvem gigante de gás ou após um encontro próximo com um aglomerado vizinho, ou simplesmente afastaram-se.
Uma fração destas estrelas perdidas pode estar ainda gravitacionalmente ligada ao aglomerado, estando à volta dele mas a uma grande distância. As outras estrelas perdidas teriam migrado para longe do aglomerado e juntado-se a outros, ou teriam se instalado em outro local qualquer da Via Láctea. Provavelmente, o Sol já fez parte de um aglomerado como IC 4651 até que, tanto a nossa estrela como as suas irmãs, se separaram e gradualmente se espalharam pela Via Láctea.

Fonte: ESO