Nebulosa de goma

Los objetos más conocidos asociados con la Nebulosa de Gum y la Capa Vela de IRAS son los llamados glóbulos cometarios . Estas estructuras son remanentes de nubes moleculares cuyas capas exteriores fueron arrancadas por la potente radiación ultravioleta de ζ Puppis y γ ² Velorum; el gas que componía estas capas forma una larga cola orientada en dirección opuesta a las fuentes de radiación y al frente de ionización. Lo que queda de estas nubes es el núcleo denso, con propiedades similares a las de los glóbulos de Bok , dentro del cual tiene lugar la formación estelar, particularmente de estrellas de baja masa. ^{[ 13 ]} Según otro modelo, la fuente de energía que despojó las capas exteriores de las nubes no fue la radiación ultravioleta de las dos estrellas, sino la potente onda de choque producida por las explosiones de supernovas que generaron la nebulosa. ^{[ 14 ]} Los glóbulos conocidos en esta región son 36, y la mayoría están concentrados alrededor de las coordenadas galácticas l = 260°; b = −4°, en una posición intermedia entre el centro de la Nebulosa de Goma y el de la Concha  Vela de IRAS  . ^{[ 2 ]}

El más notable de estos glóbulos cometarios se encuentra en la parte noreste de la Nebulosa de Gum en una posición aislada y está catalogado como CG22; tiene una cola que se extiende por más de un grado, correspondiente a unos 8  pársecs a una distancia de 450  pársecs, y una cabeza densa de 2′ de diámetro. En su interior se encuentra la fuente IRAS 08267−3336, coincidente con un objeto estelar joven  de Clase  II designado Wray 220, una estrella T Tauri probablemente rodeada por un disco protoplanetario ; su luminosidad es de 13 L _☉ . ^{[ 15 ]}  

Entre los demás glóbulos, destaca CG1: su cola particularmente gruesa alcanza los 25′; el capullo de la cabeza tiene un diámetro de aproximadamente 2′, y la masa total de la estructura es de aproximadamente 45 M☉. [ 16 ] Una _{característica} ^{clave de este} glóbulo es la presencia en su extremo de la estrella Herbig Ae/Be NX Puppis, cuya edad es de aproximadamente 6 millones de años y cuya clase espectral , A0–1III o quizás F0–2III, indica una estrella de alta masa; es parte de un sistema estelar binario en el que el componente secundario, NX Puppis B, se encuentra a una separación de 0,126″. Un tercer objeto, más distante, también está vinculado a este sistema: una estrella T Tauri (designada NX Puppis C) con una masa de 0,3 M☉ _. ^{[ 17 ]}         

_{Otro gran} glóbulo es CG4, ubicado en el borde sur de la nebulosa y asociado con otro glóbulo visible más al norte, CG6; sus masas son 50 M☉ y 5,5 M☉ , respectivamente. ^{[ 18 ]} Ambos son parte de un complejo nebuloso conocido como Sa 101. Esta región ofrece la oportunidad de comprender cómo pudieron haber sido las nubes originales antes de _que la radiación de las estrellas más masivas erosionara sus capas exteriores, transformándolas en glóbulos cometarios: la nube de la que derivan CG4 y CG6 fue fuertemente influenciada por la poderosa radiación ultravioleta de γ ² Velorum, que erosionó profundamente su gas y formó los glóbulos observados hoy; el fondo Sa 101, por el contrario, estuvo protegido por más tiempo por esta nube y permaneció en gran medida intacto durante un período más largo, hasta que (en tiempos astronómicamente muy recientes) la radiación de la estrella lo alcanzó, comprimiéndolo y desencadenando la formación estelar dentro de él. ^{[ 2 ]} La presencia de objetos estelares jóvenes en la nube fue confirmada por el descubrimiento de siete estrellas con emisión Hα, catalogadas como CG-Hα1 a CG-Hα7, cuyas características espectrales y asociación con nubes oscuras sugieren que son estrellas T Tauri. ^{[ 19 ]}     

En el borde norte, justo al suroeste de RCW 19 , hay un sistema complejo formado por tres glóbulos (catalogados como CG30, CG31 y CG38), cuyas amplias colas se superponen visualmente hacia el norte. La característica más notable de esta región es la presencia del chorro HH  120, un objeto HH ubicado dentro del glóbulo CG30 y compuesto por 11 condensaciones de gas más densas, etiquetadas de la A a la K; ^{[ 2 ]} la fuente de la radiación que excita el gas, y la fuente que ilumina la nebulosa de reflexión asociada , es la estrella CG30-IRS4, ubicada al sureste y prominente en imágenes infrarrojas; también fue catalogada por IRAS como IRAS  08076−3556. ^{[ 20 ]} Según algunos estudios, CG30-IRS4 es una protoestrella muy joven de Clase  I o incluso Clase  0, rodeada por un disco con una masa de aproximadamente 0,07 M _☉ ; El denso glóbulo que lo envuelve tiene una masa de 8 M _☉ . ^{[ 21 ]} Otra estrella dentro de la nube es CG-IRS4. ^{[ 20 ]} La nebulosa de reflexión iluminada por la estrella probablemente representa la pared de una cavidad tallada por el chorro originado desde la propia estrella. ^{[ 22 ]} Los estudios de HH 120 y el cercano HH 948 (más pequeño que el anterior) han demostrado que ambos se originan de CG30-IRS4, que por lo tanto parece ser una protoestrella binaria o quizás múltiple. También está presente HH 949, que muestra ocho componentes distintos (catalogados de la A a la G). ^{[ 2 ]} Entre los glóbulos cometarios más pequeños se encuentra CG13, con una cola larga y un núcleo denso que contiene una estrella nebulosa de clase F (catalogada como Bernes 136); A tan solo 15′ de esta estrella se encuentra una fuente de radiación Hα conocida como CG13-Hα 8, cuya distancia del glóbulo nebular es de aproximadamente 2 pársecs. ^{[ 19 ]}        

Entre otros objetos notables, el más conocido es HH 46/47 , ubicado en el borde sur de la Nebulosa de Gum en la punta de una nube oscura de aspecto cometario conocida como Sa  111; debido a su relativa facilidad de observación y la alta colimación del flujo bipolar, el sistema ha sido objeto de numerosos estudios. El cuerpo principal del chorro consiste en HH47A, del cual se extienden dos tenues estructuras en forma de arco; el extremo opuesto del chorro es HH46. El largo y nudoso rastro que conecta las dos características principales está catalogado como HH47B. ^{[ 23 ]} La fuente del chorro está oculta dentro del glóbulo. El lóbulo más cercano (HH46 y HH47A, B y D) es el lado orientado hacia el Sol; el lóbulo más distante, dirigido en dirección opuesta a nosotros, se identifica como HH47C. A una distancia promedio de unos 450  pársecs, el flujo de salida tiene una longitud de unos 3  pársecs, ^{[ 24 ]} y su edad se ha estimado en unos 3  millones de años. ^{[ 25 ]}

La parte central de HH46 tiene las características de una nebulosa de reflexión, probablemente iluminada por una  estrella T Tauri conocida como HH46  IRS; ^{[ 26 ]} a lo largo de los años se ha observado que la luminosidad de la nebulosa central no es constante sino que varía significativamente, probablemente debido a la variabilidad de la estrella central. HH47A muestra una alta densidad electrónica , a la vez que muestra una fuerte excitación de su gas; los otros componentes muestran una menor densidad electrónica pero un mayor nivel de excitación. ^{[ 27 ]}

Parte del gas en Sa  111 está iluminado por tres estrellas, catalogadas en 1975 junto con sus nebulosas de reflexión como vdBH 12a, vdBH12b y vdBH 16 ; ^{[ 28 ]} las tres estrellas pertenecen al mismo complejo nebuloso vinculado a la Nebulosa de Gum. Las dos primeras están conectadas a Sa  111 y a la adyacente Sa  109, mientras que vdBH  16 ilumina a Sa  112. Esta última es una estrella binaria de presecuencia principal, ubicada a solo 1′ al norte de otra estrella joven físicamente cercana que coincide con IRAS  08261−5100. ^{[ 29 ]}

Sa  109 es una nube compuesta por dos objetos más densos, catalogados en 1981 como Re  4 y Re  5, ^{[ 30 ]} dentro de los cuales ocurren distintos procesos de formación estelar. El primero contiene un objeto HH catalogado como HH  188, ^{[ 31 ]} y una fuente infrarroja identificada por IRAS como IRAS  08194−4921, que suministra la energía para el objeto HH; esta fuente coincide con la estrella Re  4  FIR (FIR es el acrónimo de infrarrojo lejano), ^{[ 32 ]} probablemente un sistema binario, como sugiere la presencia de dos chorros que se originan en él; está compuesto por dos fuentes de Clase  0 o Clase  I con un disco de acreción . ^{[ 33 ]} Una segunda estrella vista en la dirección de la nube, de clase espectral K5, no está asociada físicamente con ella, estando en primer plano. Re  5 aparece como una nube de aspecto cometario asociada con una fuente infrarroja profundamente incrustada en ella, catalogada como IRAS  08196−4931. ^{[ 34 ]}