ESTRELA QUE ORBITA BURACO NEGRO PODE DESAFIAR A TEORIA DE EINSTEIN

Imagem mostra estrelas na região central da nossa galáxia. Em destaque, a órbita das estrelas S0-2 (que Segundo os pesquisadores, o objeto demora "apenas" 11,5 anos para dar uma volta ao redor do buraco negro e provou a existência de um buraco negro na região)  a recém-descoberta S0-102,  vai ajudar a testar a Teoria da Relatividade Geral. Foto: Andrea Ghez/UCLA/Divulgação
Cientistas dos Estados Unidos, Canadá e Espanha anunciaram nesta quinta-feira a descoberta de uma estrela que orbita o buraco negro no centro da Via Láctea a uma distância recorde.
A Imagem mostra estrelas na região central da nossa galáxia. Em destaque, a órbita das estrelas S0-2 (que
Segundo os pesquisadores, o objeto demora "apenas" 11,5 anos para dar uma volta ao redor do buraco negro - para se ter ideia, é apenas a segunda estrela conhecida com uma órbita menor que 20 anos - a maioria leva mais de seis décadas. O estudo foi divulgado na revista especializada Science.
E os cientistas nomearam a nova estrela de S0-102. Antes dela, a estrela de menor órbita conhecida (16 anos) era a S0-2. Esses dois objetos podem ajudar agora os pesquisadores a testar uma das mais bem sucedidas teorias da ciência.
"O teste da Teoria Geral da Relatividade de (Albert) Einstein é o próximo objetivo", afirma o artigo. Segundo os pesquisadores, as previsões do físico alemão passaram nos experimentos realizados no Sistema Solar, mas nunca foram testadas em um objeto de massa tão grande quanto um buraco negro supermassivo.
"O potencial gravitacional da região onde S0-102 e S0-2 estão é duas ordens de magnitude maior que os testes de gravidade anteriores, como os testes no Sistema Solar ou do pulsar binário de Hulse-Taylor", diz ao Terra Andrea Ghez, cientista da Universidade da Califórnia em Los Angeles (UCLA) e autora do estudo. Ela explica que dois experimentos podem ser realizados.
"Estes dois testes poderão ser feitos com as duas estrelas de curto período ao redor do buraco negro central: nós poderemos testar o desvio gravitacional para o vermelho impresso na luz emitida por uma estrela que está dentro da região do buraco negro. O desvio para o vermelho testa o princípio da equivalência de Einstein, segundo o qual, a massa gravitacional e inercial são iguais", diz a pesquisadora.
O desvio gravitacional para o vermelho ocorre quando a luz, ao deixar um campo gravitacional forte, perde energia e, portanto comprimento de onda -, a onda, portanto, desvia para o vermelho, que tem menos energia (não se deve confundir com o efeito Doppler, que ocorre devido ao movimento). Já o princípio da equivalência diz que não conseguimos distinguir - sem um referencial - entre o efeito da gravidade e de um objeto em aceleração. Por exemplo, em um foguete sem janelas, não saberíamos dizer se estamos parados no chão ou acelerando a uma velocidade equivalente (cerca de 9,8 m/s²). Ou seja, não há distinção entre a massa gravitacional e a inercial (aquela do foguete).
"O redshift (desvio para o vermelho) gravitacional também é uma consequência direta deste princípio da equivalência. Como o campo gravitacional nas vizinhanças do buraco negro é muito intenso, as observações dos corpos presentes nessas regiões podem fornecer informações sobre o fenômeno em um regime que ainda não foi testado. Essa é a grande importância desse estudo", explica Gustavo Rojas, professor da Universidade Federal de São Carlos (UFScar) e representante no Brasil do Observatório Europeu do Sul (ESO, na sigla em inglês).
No outro teste, os pesquisadores pretendem estudar o momento de maior aproximação dessas estrelas ao buraco negro (periapse), "o que leva a um desvio da órbita para uma elipse perfeita. Isso vai testar a forma quantitativa da teoria, isto é, as equações de Einstein."
"Um dos primeiros testes bem sucedidos da Teoria da Relatividade Geral foi explicar a precessão do periélio (ponto de maior aproximação do Sol) de Mercúrio - a mudança da posição do periélio ao longo do tempo, que a mecânica newtoniana não conseguia prever com precisão. A precessão da periapse é mais acentuada quando há um objeto muito massivo envolvido, o que é o caso de um buraco negro. Novamente, as observações destas estrelas são importantes, pois fornecem informações desse fenômeno em um campo gravitacional muito intenso, constituindo um teste adicional da teoria em um regime gravitacional extremo", explica Rojas, que não tem relação com o estudo.
Contudo, esses testes não devem ocorrer tão cedo. Segundo a pesquisadora, o primeiro deles deve acontecer somente em 2018, quando S0-2 chega ao ponto mais próximo do buraco negro. Para o outro, contudo, ainda não há tecnologia suficiente. "Nós teremos que aguardar a próxima geração de telescópios ópticos, como o Telescópio de Trinta Metros (previsto para ser concluído na próxima década), para conseguir a precisão necessária."
Contudo, mesmo que demore alguns anos, os pesquisadores já se mostram excitados com a possibilidade. "Ambos vão explorar regiões ainda não testadas da Teoria Geral da Relatividade", afirma Andrea.

NO INICIO AS PRIMEIRAS GALÁXIAS E SEUS BURACOS NEGROS CRESCERAM JUNTOS

Concepção artística de uma galáxia distante ativa disparando jatos de poderosa radiação. CRÉDITO: ESA / NASA / TAPETE / MarcelZinger
"Como galáxias febrilmente churned novas estrelas no início do universo, os enormes buracos negros em seus corações foram disparando rajadas intensas de energia, um novo estudo revela.
A descoberta pode ajudar a explicar porque as galáxias mais maciças hospedar mais maciços buracos negros centrais, disseram pesquisadores. E a descoberta lança luz sobre a dinâmica e crescimento dos chamados "galáxias ativas", como quasares , que eram abundantes no início do universo.
Por outro lado, muitas galáxias modernas, incluindo a nossa Via Láctea , são inativos, com tranquilas buracos negros centrais e muito baixas taxas de formação estelar.
Está se tornando claro que as galáxias ativas não são apenas entre os objetos maiores, mais distante, mais poderosas e mais espetaculares do universo, mas também entre os objetos mais importantes", estudo o autor Peter Barthel, da Universidade de Groningen, na Holanda, disse em um comunicado.
"Muitos, se não todas as galáxias maciças normais também deve ter passado por fases semelhantes de simultânea buraco negro atividade dirigida e formação de estrelas ", acrescentou.
Barthel e seus colegas treinaram a Agência Espacial Europeia infravermelho distante telescópio espacial Herschel em 70 distantes galáxias ativas, cujos buracos negros supermassivos explosão de jatos de radiação exótica e intensa. Esses jatos são alimentados por acreção constante de material sobre os buracos negros.
Até recentemente, pouco se sabia sobre essas galáxias distantes ativos, e sua relação com a população de galáxias "normais" permaneceu misteriosa, disseram pesquisadores. Mas os novos resultados podem ajudar a esclarecer as coisas.
A equipe descobriu que muitas das galáxias ativas emitem radiação infravermelha distante forte. Isto indica que a formação estelar vigorosa está ocorrendo, criando centenas de novas estrelas por ano, durante um ou mais episódios com duração de milhões de anos, disseram pesquisadores.
A detecção de brilhantes de rádio de comprimento de onda-jatos também implica forte, acreção buraco negro simultânea. Assim, os antigos, galáxias distantes cresceu em conjunto com os seus buracos negros centrais há muito tempo, nascendo novas estrelas e disparando jatos que se tornaram cada vez mais intensa, como o apetite dos buracos negros 'ficou maior e maior.
O estudo foi publicado no mês passado no The Astrophysical Journal Letters.

NGC 6543 A IMAGEM COMPLETA DA NEBULOSA OLHO DE GATO NA CONSTELAÇÃO DE DRACO

NGC 6543 ou Nebulosa do Olho de gato é uma nebulosa planetária na constelação do Dragão. 
Estruturalmente é uma das nebulosas mais complexas conhecidas tendo-se observado em imagens de alta resolução do Telescópio Espacial Hubble mostrando jorros de material e numerosas estruturas em forma de arco.
Foi descoberta por William Herschel em 15 de Fevereiro, de 1786 e foi a primeira nebulosa planetária cujo espectro foi pela primeira vez pesquisado sendo este trabalho realizado pelo astrônomo amador William Huggins em 1864.
Os estudos modernos revelam uma natureza complexa com intrincadas estruturas que poderiam ser causadas por material ejectado por uma binária acompanhando a estrela central. No entanto não há evidências diretas da presença desta parceira estelar. Também as medidas de abundâncias de elementos químicos revelam uma importante discrepância entre as medidas obtidas por diferentes métodos indicando que há aspectos desta nebulosa que permanecem ainda sem ser compreendidos.

Características físicas notáveis de estrutura complexa mostra que houve uma violenta explosão nuclear devido a uma extrema pressão de seu núcleo colapsado. Imagem vista em infra vermelho
Nebulosa Olho de gato
Dados observacionais    (J2000)
Constelação                          Draco
Asc. reta                               17h 58m 33.423s
Declinação +66° 37′ 59.52″
Magnit. apar.                         9,8B
Distância                                3.300 anos-luz
Dimensões Núcleo:                 20″ minutos de arco
Características físicas              partes exteriores filamentares deste halo para ser de 50.000 a 90.000 anos.

Raio Núcleo:                            0,2 anos-luz

OBSERVAÇÕES TENTAM DESVENDAR QUE MISTÉRIOS ENVOLVE A NGC 2818

Canto superior esquerdo é NE. Largura da imagem é cerca de 10 minutos de arco 
de imagem e texto © 1993-2010, o australiano Observatório Astronómico, fotografia de David Malin. 
NGC 2818 é uma nebulosa planetária situada na constelação austral de Pyxis. Grande parte da nebulosa é constituída pelos gases expulsos pelas camadas exteriores de uma estrela no final da sua vida. Esta estrela é uma anã branca situada no centro da nebulosa.
Amiúde é citado como um membro de um aglomerado estelar aberto, porém, as diferenças entre a velocidade radial da nebulosa planetária e este cúmulo aberto sugestionam um alinhamento aparente dos dois astros provocado apenas pela nossa posição no espaço. O caso é outro exemplo de um par superposto, unindo-se ao famoso caso de NGC 2438 e M46.
Em parte devido à sua pequena massa total, os aglomerados estelares abertos apresentam uma coesão relativamente pobre. Em consequência, os aglomerados estelares abertos tendem a ficar dispersos após um tempo relativamente curto, normalmente de cerca de 10 milhões de anos, devido a influências gravitativas externas além de outros fatores. Em condições excepcionais, os aglomerados abertos podem permanecer intatos até 100 milhões de anos.
Os modelos teóricos predizem que as nebulosas planetárias se podem formar por estrelas da sequência principal dentre 1 e 8 massas solares, o qual põe a sua idade em 40 milhões de anos ou mais. Embora haja poucas centenas de cúmulos abertos a conhecer nessa categoria de idade, várias razões limitam as possibilidades de encontrar um membro de um aglomerado estelar aberto numa fase de nebulosa planetária. Uma delas é que a fase de nebulosa planetária das estrelas mais massivas que pertencem a grupos mais novos é apenas da ordem de milhares de anos. Até a data, nenhuma associação verdadeira foi estabelecida entre os aglomerados estelares abertos e as nebulosas planetárias.
O aglomerado aberto NGC 2818 em Pyxis  não é muito visível porque a maioria das brilhantes estrelas de grande massa, que normalmente distinguem tais agrupamentos desapareceram como supernovas, indicando que o cluster é bastante maduro. As estrelas de grande massa que dominam a cena em aglomerados jovens deixando os mais fracos, de vida longa estrelas por trás. Eventualmente, eles também vêm para o fim de suas vidas, jogando fora suas camadas exteriores como nebulosas planetárias. O cluster é de cerca de 10.000 anos-luz de distância, de modo que seria razoável supor que a nebulosa (NGC 2818A) é a que distância, bem . No entanto, é provável que não, uma vez que é a velocidade no espaço, é bastante diferente da do grupo de estrelas. Como é comum com nebulosas planetárias, a sua distância não é bem conhecida. Para mais informações sobre a exposição fotográfica, pesquisar tabela técnica por AAT número de referência.
NGC 2818 - uma nebulosa dentro de um cluster Inside A Bússola.

"NGC 346" OBSERVADO PELO TELESCÓPIO "HUBBLE"

NGC 346 é um aglomerado aberto com nebulosa, pertencente à Pequena Nuvem de Magalhães, na direção da constelação de Tucana. O objeto foi descoberto pelo astrônomo James Dunlop em 1826, usando um telescópio refletor com abertura de 9 polegadas. Devido a sua moderada magnitude aparente (+10,3), é visível apenas com telescópios amadores ou com equipamentos superiores.

Descoberto por James Dunlop
Data 1826
Dados observacionais (J2000)
Constelação Tucana
Tipo            aglomerado aberto com nebulosa de emissão
Asc. reta          00h 59m 05.1s
Declinação -72° 10' 38"
Magnit. apar.        10,3
Dimensões           14' x 11'
Outras denominações                         ESO 051-SC010, Henize N66

HI DISTRIBUIÇÃO DE GAS DA GALÁXIA CÍRCINUS

Circinus é uma galáxia espiral próxima de apenas 4 graus abaixo do plano galáctico.
 Ele foi encontrado ao inspecionar uma placa Schmidt e logo depois observado em HI com o telescópio Parkes de 64 m. Freeman et al. (1977) mediram a largura a meia altura de pelo menos 32 x 15 arcmin arcmin para a extensão de HI Circinus, muito maior do que o diâmetro óptico (cerca de 10 minutos de arco) da galáxia. K. Jones et ai. (. 1996, em prep) e Koribalski & Whiteoak (1996) só recentemente mapeados Circinus com diversas configurações do ATCA; alguns resultados preliminares são apresentados. A Figura 1 mostra parte da distribuição HI geral, a explicitação dos dois braços em espiral. O disco central alongado (comprimento de cerca de 5 minutos de arco) indica um bar, e o furo central, `'é provocada pela absorção de HI contra a região central brilhante de Circinus. A atividade nuclear é causada pela formação de estrelas, um núcleo 2 Seyfert e lobos gigantes de rádio (talvez associado com saída), muito semelhantes aos de NGC 3079. Harnett et al. (1990) observaram Circinus com Parkes em 1665 e 1667 MHz e descobriu linhas de absorção fortes OH durante um intervalo de velocidades de cerca de 200 km / s. Medições de alta resolução revelou HI ATCA absorção mais sobre a gama mesma velocidade . Os dados mostram um desvio da linha ao longo da face do contínuo, indicando uma rápida rotação do anel nuclear (Koribalski & Whiteoak 1996). Isto é suportado por meio de imagens tomadas com Halpha AAT Taurus interferómetro de Fabry-Perot (ver  e com o ESO New Technology Telescope ( Marconi et al. 1994  , mostrando um anel quebrado ou braços em espiral a cerca de 200 pc a partir do núcleo. Marconi et al. também encontraram um cone de emissão OIII para o NW indicando gás altamente ionizado fluindo para fora da região nuclear.

CHADRA E SPITZER REVEVELAM O JOVEM AGLOMERADO WESTERLUND 2 NO CORAÇÃO DO BERÇÁRIO ESTELAR RCW 49

 No centro da imagem temos o aglomerado Westerlund 2, dentro do berçário estelar RCW49. Créditos - raios-X: Y.Nazé, G.Rauw, J.Manfroid (Université de Liège), CXC, NASA / Infravermelho: E.Churchwell (Universidade de Wisconsin), JPL, Caltech, NASA
A imagem acima é uma composição de paisagens capturadas em radiação fora do espectro  da luz visível. Aqui vemos o berçário estelar RCW 49 , repleto de poeira cósmica que cerca o aglomerado estelar jovem Westerlund 2 .
A visão em infravermelho  do Telescópio Espacial Spitzer aparece em preto e branco complementando os dados da imagem em raios-X  (em cores falsas) capturada pelo observatório espacial Chandra, que destaca as energéticas  e quentes estrelas da zona central do aglomerado estelar.

O aglomerado Westerlund 2 e a nebulosa formadora de estrelas RCW 49 no infravermelho pelo Spitzer

Posicionadas na direção da formidável  constelação austral do Centauro , as duas visões revelam  estrelas e estruturas escondidas dos telescópios ópticos pelo véu de poeira obscura.
O aglomerado Westerlund 2  tem menos de 2 milhões de anos de idade e contém algumas das estrelas mais luminosas, massivas e de curta vida  da Via Láctea.
As assinaturas em infravermelho dos discos protoplanetários  estão também identificadas nesta região de formação frenética de estrelas.
O aglomerado estelar Westelund 2 reside a 20.000 anos-luz de distância da Terra e o quadrado que marca o campo de visão do Chandra possui cerca de 50 anos-luz de lado.
O massivo sistema binário WR20a mostra sua fúria
Um sistema binário incrivelmente massivo denominado WR20a  está visível na imagem abaixo do aglomerado Westlunf 2, capturada pelo Chandra, visível aqui no ponto brilhante amarelo logo abaixo e à direita do centro do aglomerado estelar Westerlund 2.

Aglomerado Westerlund 2 sob a visão de raios-X do Chandra

Este sistema contém duas formidáveis estrelas de Wolf-Rayet, classe espectral WN6ha  com massas da ordem de 82 M☼ e 83 M☼, Os densos jatos de matéria expelidos por estas duas violentas estrelas (seus ventos estelares) colidem entre si produzindo grandiosas quantidades de radiação de raios-X. Estas colisões podem ser observadas de diversos ângulos uma vez o par binário orbita em torno do seu centro de massa a cada 3,7 dias. Há outras diversas fontes brilhantes de raios-X que evidenciam furiosas colisões entre ventos estelares em outros sistemas multiestelares massivos. As estrelas massivas afetam a formação dos demais sistemas protoplanetários, vejamos isto a seguir:


 Interação entre um disco protoplanetário e uma estrela gigante classe O. Crédito: NASA/JPL
Na concepção artística acima  está demonstrada uma interação perigosa entre um disco protoplanetario de uma estrela recém formada e uma quente estrela gigante azul classe O. Este sistema recém nascido corre perigo de não formar planetas uma vez que a estrela gigante tipo O está aquecendo e evaporando o material do disco. Este processo, chamado de fotoevaporação pode lever de 100.000 a um milhão de anos. Sem seu disco, a estrela não terá a capacidade de formar planetas.

E0102 UMA NEBULOSA OBSERVADA EM DETALHES

E0102 é o restos de uma estrela muito massiva que explodiu na galáxia vizinha conhecida como a Pequena Nuvem de Magalhães
Chandra primeiro olhou para este objeto a quase dez anos atrás, poucos meses após o telescópio CHANDRA  ser lançado
Análise de novos dados do Chandra  fornece informações sobre a geometria da explosão de supernovas
O melhor modelo com base nos dados é que o material ejetado tem a forma de um cilindro que vemos no final
Esta imagem dos restos de uma estrela que explodiu - conhecido como supernova remanescente 1E 0.102,2-7.219, ou "E0102" para breve -. Características dados do Chandra X-ray Observatory E0102 está localizado a cerca de 190.000 anos-luz de distância na Pequena Nuvem de Magalhães , uma das galáxias mais próximas à Via Láctea. Ela foi criada quando uma estrela que era muito mais massiva que o Sol explodiu, um evento que teria sido visível do Hemisfério Sul da Terra mais de 1000 anos atrás.
Chandra observada pela primeira vez E0102 logo após o seu lançamento em 1999. Novos dados de raios X já foram usadas para criar esta imagem espetacular e ajudar a comemorar o aniversário de dez anos do lançamento de Chandra em 23 de julho de 1999. Nesta última imagem do E0102, a menor energia, raios-X são de cor laranja, a faixa intermediária de raios-X é ciano, ea mais alta energia raios-X Chandra detectou são azuis. Uma imagem óptica do Telescópio Espacial Hubble (em vermelho, verde e azul) mostra uma estrutura adicional no remanescente e também revela estrelas de primeiro plano no campo.

A imagem Chandra mostra a onda de choque exterior produzido pela supernova (azul), e um anel interior de um refrigerador (vermelho-laranja) material. Este anel interno é provavelmente expandindo ejecta da explosão que é aquecida por uma onda de choque que viajam para trás para o material ejectado. Uma estrela massiva (não visível nesta imagem) está iluminando a nuvem verde de gás e poeira no canto inferior direito da imagem. Esta estrela pode ter propriedades similares ao que explodiu para formar E0102.
A análise do espectro Chandra dá astrônomos novas informações sobre a geometria do remanescente, com implicações para a natureza da explosão. O espectro - que separa com precisão os raios X de energias diferentes - mostra algum material está se afastando da Terra e alguns está se movendo em direção a nós. Quando o material se afasta, a luz é deslocado para a extremidade vermelha do espectro, devido ao efeito Doppler chamada. Alternativamente, quando o material está em movimento em relação a nós, a luz é mais azul devido ao mesmo efeito.
A clara separação foi detectada entre a luz vermelha e azul-deslocada deslocada, levando os astrônomos a pensar que o aparecimento de E0102 é melhor explicada por um modelo em que o material ejetado é a forma de um cilindro que está sendo visto quase exatamente acabar-on ( veja a animação acima). Os cilindros menores vermelho e azul representam o material mais rápido aproximando-se do eixo do cilindro.
Este modelo sugere que a explosão que criou o remanescente E0102 pode-se ter sido fortemente assimétrica, de acordo com os chutes rápidos dadas a estrelas de nêutrons após explosões de supernovas. Outra possibilidade é que a estrela explodiu em um disco de material formado quando o material foi derramado a partir do equador da supernova pré-estrela vermelha gigante. Essas assimetrias têm sido observadas em ventos de gigantes vermelhas com menos massa que formam nebulosas planetárias.
Fatos rápidos para E0102-72,3:
Crédito X-ray (NASA / CXC / MIT / D.Dewey et al & NASA / CXC / SAO / J.DePasquale.); Óptico (NASA / STScI)
Escala Imagem é 2,85 arcmin através
Categoria Supernovas e restos de supernovas
Coordenadas (J2000) RA 01h 04m 1.50s | Dez -72 ° 01 '55,7''
Constelação Tucana
Data de Observação 25 pointings entre 2000/12/10 - 2008/02/09
Tempo de Observação 3 dias 6 horas
Obs. ID 1308, 1311, 1530-1531, 2843-2844, 2850-2851, 3519-3520, 3544-3545, 5123-5124, 5130-5131, 6042-6043, 6074-6075, 6758-6759, 6765, 8365, 9694
Código de Cores De raios-X (azul, turquesa, laranja); óptico (Azul, Verde, Vermelho)
Instrumento ACIS / HETG
Também conhecido como SN010102-72
Estimar a distância Distância para SMC é 190.000 anos-luz
Data de Lançamento 23 de julho de 2009

HUBBLE REVELA NOVA IMAGEM DA NEBULOSA 6826

NGC 6826 tem aparência de como o olho é marcado por dois conjuntos de vermelho-sangue "pilotos" que se encontram horizontalmente através da imagem como jatos opostos. O verde envolvente fraco "branco" do olho é acreditado para ser o gás que compunham quase a metade da massa da estrela, para a maioria de sua vida. O calor remanescente estrela (no centro da oval verde) conduzir um vento rápido em material mais antigo, formando uma bolha quente interior que empurra o gás mais à frente dela para formar um aro brilhante. (A estrela é uma das estrelas mais brilhantes em qualquer planetária.) NGC 6826 é de 2.200 anos-luz na constelação Cygnus. A observação telescópio Hubble foi tirada 27 de janeiro de 1996 com a Wide Field e Planetary Camera 2.
Nome do Objeto: GC 6826
Tipo de Imagem: Astronomical
Créditos: Bruce Balick (Universidade de Washington), Jason Alexander (Universidade de Washington), Arsen Hajian (Observatório Naval dos EUA), Yervant Terzian (Cornell University), Mario Perinotto (Universidade de Florença, Itália), Patrizio Patriarchi (Observatório Arcetri, Itália ) e NASA

HUBBLE ENCONTRA UMA NEBULOSA PLANETÁRIA JOVEM

Esta imagem do Telescópio Espacial Hubble mostra Hen-1357, a mais jovem nebulosa planetária conhecida. Observações feitas nos anos 70 não detectaram material nebular, mas esta imagem de Março de 1996 mostra claramente bolhas e anéis de gás ionizado. O gás é aquecido pela quente estrela central à medida que se transforma numa anã branca. A imagem também mostra uma estrela companheira dentro da nebulosa. Os astrónomos suspeitam que tais companheiras possam explicar as formas complexas desta e de outras nebulosas planetárias. Este jovem cósmico tem cerca de 130 vezes o tamanho do nosso Sistema Solar e continua a crescer. Situa-se a 18,000 anos-luz de distância, na constelação do Altar.

Esta é uma imagem da NASA Hubble Space Telescope de um recém-formado "nebulosa planetária", conhecido como Galinha 1357. Esta nuvem de gás em expansão foi ejectado da estrela de envelhecimento no centro. Grande parte do gás é concentrada em um anel que aparece inclinada 35 graus. Além dos grandes aglomerados no ringue, imagens detalhadas do HST revelam pedaços muitos pequenos e tufos de gás, indicando movimentos de turbulência e outras atividades na nebulosa. Duas bolhas de gás visto acima e abaixo do anel pode ter rebentado nas suas extremidades, permitindo que apartir do gás  de dentro de fugir.