Dal suo lancio nel 2013 Gaia ha osservato ripetutamente le stelle centrali delle Nebulose Planetarie (abbreviate in PN). Il nome "Nebulosa Planetaria" non è correlato ai pianeti, ma è nato nel XVIII secolo a causa della somiglianza visiva tra alcune nebulose rotonde visibili nel cielo e i pianeti Urano e Nettuno osservati in piccoli telescopi ottici. Il nome è rimasto, anche se i moderni telescopi rendono evidente che non si tratta affatto di pianeti.

 Le PN sono un tipo di nebulosa a emissione espulsa durante le fasi finali della vita di una stella come il nostro Sole. Tutte le stelle singole con masse comprese tra una e otto volte la massa solare svilupperanno eventualmente una PN. Spesso rivelano magnifici spettacoli colorati di varie morfologie con intricati filamenti e nodi che circondano il resto della stella madre. Questa visione schematica dell'origine della PN è in qualche modo complicata dal fatto che molte stelle nascono e vivono in sistemi binari, dove la vicinanza di due stelle può consentire il trasferimento di massa tra di loro, a volte creando un involucro comune che le circonda. Ciò rende più incerta la relazione tra l'esistenza di una PN e la massa dei suoi progenitori, e sono necessarie osservazioni specifiche per comprendere il sistema.

 La vecchia planetaria Heckathorn-Fesen-Gull 1 (detta anche HFG1), mostrata nella Figura d'apertura, sembra essere uno di questi casi. Questa PN si muove attraverso il mezzo interstellare ad una velocità molto elevata, creando un'onda d'urto nel gas caldo circostante, vista come un arco blu brillante in basso a sinistra, proprio come una barca che solca l'acqua. Dietro questa PN c'è una lunga scia di materiale simile a una cometa, lunga circa un terzo di grado nel cielo, che brilla di luce rossa.

 La stella blu al centro di HFG1 è la nota binaria V664 Cassiopeiae (V664 Cas), osservata da Gaia più di cento volte finora (e oltre). Le curve rosse disegnate nel riquadro in alto a sinistra mostrano i cambiamenti periodici di luminosità (nelle bande G, BP e RP di Gaia) dovuti al movimento relativo di una coppia di stelle vicine separate da appena pochi milioni di chilometri. Una stella nana piccola ma molto calda irradia parte di una stella più grande e più fredda (come il nostro Sole o una gigante rossa) riscaldando un'area luminosa della sua superficie. Gaia osserva come variano le dimensioni proiettate del punto caldo e la luminosità apparente mentre entrambe le stelle orbitano l'una attorno all'altra. Le nuove osservazioni offerte nel Data Release 3 di Gaia sono state pubblicate online nel giugno 2022 e forniscono un periodo orbitale molto accurato di 13 ore, 57 minuti e 35 secondi. Davvero un potente orologio nella nostra Galassia.

 All'interno del Gaia Data Analysis and Processing Consortium (DPAC) viene classificata un'ampia varietà di oggetti che mostrano le cosiddette righe luminose di "emissione" nei loro spettri. Questa classificazione fa parte dell'elaborazione effettuata dall'Unità di Coordinamento 8 di Gaia, l'unità responsabile dell'elaborazione dei Parametri Astrofisici. Nel caso di V664 Cas, Gaia ha osservato le linee luminose dell'idrogeno ionizzato, contrassegnate con Hα e Hβ nel pannello in basso a destra nella figura. Gli astronomi utilizzano queste e altre linee di emissione di altri elementi per misurare la composizione chimica, la temperatura e la densità del gas nebulare, o in regioni dove possono formarsi anche più vicine alla binaria centrale. La temperatura del gas di PN può raggiungere i diecimila gradi Celsius, mentre le loro stelle centrali sono tra le stelle più calde conosciute nell'Universo con temperature che vanno dai venticinquemila ai duecentomila gradi Celsius.

 Gaia non solo ha osservato il periodo preciso e le righe di emissione di V664 Cas, ma ne ha anche misurato la parallasse, permettendo di collocare la stella a 707±7 parsec (2300 anni luce) da noi. Una misura della distanza consente di misurare la velocità reale della stella, e questo è fondamentale per sviluppare modelli teorici affidabili della storia della formazione della regione d'urto di HFG1 e della complessa dinamica del suo deflusso finale. La dimensione reale del guscio esterno esteso di gas scioccato è importante per spiegare la rara morfologia di HFG1, simile a una medusa gigante che nuota più velocemente della velocità del suono attraverso il gas sottile che esiste nello spazio interstellare.

 La scia di gas rosso nell'immagine, lunga almeno 20 minuti d'arco nel cielo, è lasciata da V664 Cas e si stima che abbia circa diecimila anni. HFG1 è quindi già vecchio e si dissolverà gradualmente nello spazio, mentre la sua stella binaria centrale si raffredderà e svanirà per miliardi di anni. Si prevede che il nostro Sole subirà lo stesso processo di HFG1, ma fortunatamente non prima di altri cinque miliardi di anni.

 Gaia continuerà ad osservare HFG1 e altre stelle della riga di emissione nei prossimi anni. La combinazione delle misurazioni astrometriche, fotometriche e spettroscopiche di Gaia fornirà nuove e fondamentali intuizioni sulla fisica di questi oggetti enigmatici.