Guida alle costellazioni/Auriga, Orione e il Triangolo Invernale/Unicorno

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Cane Minore

La costellazione di Orione

CopertinaGuida alle costellazioni/Copertina

Parte I - Stelle e oggetti
Parte II - Le 88 costellazioni
Parte III - Carte stagionali
Appendici
Dettagli costellazione
Nome latino Monoceros
Genitivo del nome Monocerotis
Abbreviazione ufficiale Mon
Area totale 482 gradi quadrati
Transito al meridiano alle ore 21 20 febbraio
Stelle più luminose della mag. 3,0 0
Stelle più luminose della mag. 6,0 73

Stelle più luminose
Sigla Nome Magn.
β Monocerotis 3,76
α Monocerotis 3,94
γ Monocerotis 3,99
δ Monocerotis 4,15
ζ Monocerotis 4,36
ε Monocerotis 4,39
13 Monocerotis 4,47
18 Monocerotis 4,48

L'Unicorno è una debole costellazione del cielo invernale; la sua posizione, prossima all'equatore celeste, la rende visibile dalla maggior parte di entrambi gli emisferi terrestri.

Nonostante la sua debole luminosità, è una costellazione estremamente ricca di oggetti galattici come ammassi stellari e nebulose, grazie alla presenza della Via Lattea.

Caratteristiche[modifica]

L'Unicorno è una costellazione quasi invisibile a occhio nudo, per via delle poche stelle qua presenti con una magnitudine apparente inferiore a 4,0: infatti, la β Monocerotis ha una magnitudine pari a 3,76 e la α Monocerotis di 3,94, mentre tutte le altre visibili a occhio nudo sono di magnitudine 4 e 5; oltre a ciò si aggiunge la vicinanza di tre brillantissime costellazioni, Orione a ovest, il Cane Minore a nordest e il Cane Maggiore a sud, che contribuiscono ad oscurarla ulteriormente.

Nonostante ciò, la costellazione è facile da trovare nel cielo invernale, proprio perché si trova "incastonata" fra tre delle stelle più luminose di queste costellazioni, che costituiscono l'asterismo del Triangolo Invernale: Betelgeuse, Sirio e Procione. La costellazione è inoltre attraversata da un tratto debole ma esteso del piano della Via Lattea ed è pertanto molto ricco di stelle di fondo e oggetti non stellari.

Il periodo più propizio per la sua osservazione nel cielo serale ricade nei mesi fra dicembre e aprile, in cui è visibile dopo il tramonto; la sua posizione, a cavallo dell'equatore celeste, fa sì che la si possa osservare da entrambi gli emisferi della Terra, senza alcuna differenza o alcun privilegio a parità di latitudine. All'equatore può essere invece osservata allo zenit.

Nonostante il riferimento a un animale mitologico, l'Unicorno è una costellazione moderna; si ritiene che la sua definizione risalga all'astronomo e teologo danese Petrus Plancius, che la creò nel 1613, e che sia stata cartografata come l'Unicorno da Jakob Bartsch nel 1624. Wilhelm Olbers e Ludwig Ideler suggeriscono tuttavia che la costellazione sia in realtà molto più antica, perché appare già in lavori del 1564, e Joseph Scaliger l'ha individuata persino su carte celesti degli antichi Persiani.

Trattandosi di una costellazione moderna, l'Unicorno non presenta un mito classico associato. L'unicorno è una creatura leggendaria, che somiglia ad un cavallo ma ha un singolo corno, spiraleggiante, posto sulla fronte. Si crede che il corno possa curare il veleno. Questo animale è stato spesso simbolo di castità e purezza.

Stelle doppie[modifica]

Principali stelle doppie
Nome
Coordinate eq. J2000.0
Magnitudine
Separazione
(secondi d'arco)
Colore
A. R.
Dec.
A B
ε Monocerotis 06h 23m 46s +04° 35′ 34″ 4,44 6,72 12,9 b + g
β Monocerotis AB 06h 28m 49s -07° 01′ 59″ 4,60 5,40 7,1 azz + azz
β Monocerotis BC 06h 28m 49s -07° 01′ 59″ 5,40 5,60 2,9 azz + azz
HD 46178 06h 32m 24s +11° 40′ 15″ 6,03 10,2 31,1 ar + b
S Monocerotis AB 06h 40m 59s +09° 53′ 45″ 4,8 7,6 2,9 azz + b
S Monocerotis AC 06h 40m 59s +09° 53′ 45″ 4,8 9,9 17,0 azz + b
δ Monocerotis 07h 11m 52s -00° 29′ 34″ 4,15 13,3 32,0 b + b
HD 67158/9 08h 06m 27s -09° 14′ 20″ 6,4 8,1 30,8 b + b
ζ Monocerotis AB 08h 38m 36s -02° 59′ 02″ 4,34 10,1 32,0 g + g
ζ Monocerotis AC 08h 38m 36s -02° 59′ 02″ 4,34 9,2 66 g + ar

L'Unicorno contiene diverse stelle doppie ben osservabili anche con piccoli strumenti.

La β Monocerotis è un sistema a tre stelle scoperto come tale da William Herschel; la componente primaria ha una magnitudine pari a 4,6 ed è ben visibile ad occhio nudo nelle sere invernali boreali. Le due componenti secondarie, entrambe di quinta magnitudine, formano una coppia molto stretta separata dalla primaria da circa 7"; tutte le componenti sono di colore azzurro.

La S Monocerotis, talvolta indicata anche col numero 15 Monocerotis, è la stella dominante dell'ammasso NGC 2264, racchiuso nella Nebulosa Rosetta; si tratta di una gigante blu leggermente variabile facente parte di un sistema a sette o più stelle. Alcune di queste sono osservabili anche con un telescopio amatoriale, essendo di settima e nona magnitudine.

La ζ Monocerotis è una stella gialla che possiede due compagne di nona e decima magnitudine con una grande separazione angolare, dunque facilmente risolvibili anche con piccoli strumenti.

La ε Monocerotis è una stella bianca di quarta magnitudine, con una compagna di sesta a ben 13 secondi d’arco, risolvibile quindi anche con un piccolo strumento.

Notevole infine la coppia formata da HD 67158 e HD 67159; si tratta di due stelle bianche di magnitudine 6,4 e 8,1 separate da oltre mezzo minuto d’arco.

Stelle variabili[modifica]

Principali stelle variabili
Nome
Coordinate eq. J2000.0
Magnitudine
Periodo
(giorni)
Tipo
A. R.
Dec.
Max. Min.
S Monocerotis 06h 40m 59s +09° 43′ 55″ 4,20 4,60 - Irregolare
T Monocerotis 06h 25m 13s +07° 05′ 09″ 5,58 6,62 27,025 Cefeide
U Monocerotis 07h 30m 47s -09° 46′ 37″ 6,1 8,8 91,32 RV Tau
V Monocerotis 06h 22m 44s -02° 11′ 44″ 6,0 13,9 340,5 Mireide
X Monocerotis 06h 57m 12s -09° 03′ 52″ 6,8 10,2 155,8 Semiregolare pulsante
RV Monocerotis 06h 58m 21s +06° 10′ 02″ 6,8 8,3 131,5 Semiregolare pulsante
RY Monocerotis 07h 06m 56s -07° 33′ 27″ 7,5 9,2 455,7 Semiregolare pulsante
AX Monocerotis 06h 30m 33s +05° 52′ 01″ 6,59 6,94 232,5 Irregolare
V474 Monocerotis 05h 59m 01s -09° 22′ 56″ 5,93 6,96 0,1361 Pulsante
V505 Monocerotis 06h 45m 50s +02° 29′ 57″ 7,15 7,65 53,781 Eclisse
V592 Monocerotis 06h 50m 42s -08° 02′ 28″ 6,16 6,32 2,9760 Pulsante
V614 Monocerotis 07h 01m 02s -03° 15′ 09″ 7,01 7,36 60: Semiregolare
V644 Monocerotis 06h 57m 09s -10° 49′ 28″ 6,88 6,98 - Irregolare

Molte delle stelle variabili della costellazione possono essere osservate anche con un binocolo.

La già citata gigante blu S Monocerotis è la più appariscente e domina l'ammasso della Nebulosa Rosetta; oltre che una stella multipla è anche una variabile irregolare, nonché una stella pre-sequenza principale, che oscilla solo di alcuni decimi di magnitudine. Un’altra stella giovane è la U Monocerotis, visibile nel sud della costellazione, che mostra delle oscillazioni di oltre due magnitudini nell'arco di circa 3 mesi, percepibili con facilità con un binocolo.

Fra le molte semiregolari le più appariscenti in fase di massima sono la X Monocerotis e la RV Monocerotis, che al massimo della luminosità sono entrambe di magnitudine 6,8; in fase di minima però la prima arriva alla magnitudine 10, mentre la seconda si ferma alla 8.

La V Monocerotis è una Mireide dal periodo di poco superiore agli undici mesi, che oscilla fra le magnitudini 6,0 e 13,9.

Nel 2002 ha fatto notizia l’esplosione verificatasi su una stella fino ad allora anonima, ribattezzata in quell’episodio V838 Monocerotis. inizialmente si è pensato che fosse una delle tipiche eruzioni delle stelle note come novae, ma si è subito capito che si trattava di qualcosa di sostanzialmente diverso. La causa dell'esplosione è ancora incerta, ma sono state avanzate alcune ipotesi, che includono la possibilità che si tratti di un'eruzione dovuta ai processi che stanno portando alla morte della stella o la fusione di una stella binaria o di pianeti precipitati sulla stella. Successivamente a quell'evento, la temperatura ha iniziato a salire rapidamente e nel 2009 era di 3270 K e la sua luminosità 15.000 volte quella del Sole, mentre il raggio è altrettanto rapidamente diminuito a 380 volte quello del Sole, anche se la materia espulsa ha continuato a espandersi, avvolgendo completamente la compagna di classe B. La sua magnitudine attuale è pari a 15,74, ma al momento dell’esplosione raggiunse la magnitudine 6,75.

Oggetti del profondo cielo[modifica]

Principali oggetti non stellari
Nome
Coordinate eq. J2000.0
Tipo Magn.
Dimensioni
(primi d'arco)
Nome proprio
A. R.
Dec.
NGC 2185 06h 10m 50s -06° 12′ 01″ Nebulosa diffusa 9: 5
NGC 2232 06h 28m 01s -04° 50′ 51″ Ammasso aperto 4,2 29
NGC 2237 06h 31m : +05° 03′ : Nebulosa diffusa 6,0 90 x 90 Neb. Rosetta
NGC 2244 06h 31m 56s +04° 56′ 35″ Ammasso aperto 4,8 24
NGC 2261 06h 39m 10s +08° 44′ 39″ Nebulosa diffusa 9,0 2 x 1 Neb. variabile di Hubble
NGC 2264 06h 40m 58s +09° 53′ 44″ Nebulosa + Ammasso 3,9 20 Neb. Cono
NGC 2301 06h 51m 45s +00° 27′ 33″ Ammasso aperto 6,0 12
M50 07h 02m 42s -08° 23′ 26″ Ammasso aperto 5,9 16
NGC 2335 07h 06m 50s -10° 01′ 43″ Ammasso aperto 7,2 12
IC 2177 07h 05m 06s -10° 42′ 00″ Nebulosa diffusa - 20 x 20 Neb. Gabbiano
NGC 2343 07h 08m 07s -10° 37′ 01″ Ammasso aperto 6,7 6
NGC 2353 07h 14m 30s -10° 15′ 57″ Ammasso aperto 7,1 20
NGC 2506 08h 00m 02s -10° 46′ 11″ Ammasso aperto 7,6 8
Immagine del Telescopio Hubble che riprende l’involucro di gas sviluppatosi attorno alla stella V838 Monocerotis in seguito a forte aumento di luminosità registrato nel gennaio 2002.
L’ammasso aperto M50 è uno dei più facili da osservare in questa costellazione.
L’ammasso aperto NGC 2232 appare disperso ma facilmente riconoscibile.
NGC 2506 è un ammasso molto concentrato, visibile anche con un binocolo.
La Nebulosa Rosetta è uno degli oggetti celesti più conosciuti e fotografati.
La Nebulosa Cono con le stelle dell’ammasso aperto associato.
La Nebulosa Gabbiano, talvolta indicata con la sigla IC 2177; in realtà questa sigla si riferisce solo alla parte centrale della nebulosa.

L’Unicorno ricade nel piano della Via Lattea, in un tratto non molto appariscente, ma ricchissimo di oggetti galattici. La sua parte più settentrionale, nell'emisfero boreale, contiene quelli più interessanti.

Fra gli ammassi aperti spicca innanzitutto M50, che sebbene non sia il più brillante della costellazione, è l’unico oggetto catalogato qui dal Messier. Si individua in una zona povera di stelle brillanti, sebbene molto ricca di piccoli addensamenti stellari e minute nebulose; lo si può raggiungere circa 7 gradi a nord della stella γ Canis Majoris, a sua volta vicina a Sirio, o alternativamente, a circa 1/3 della distanza fra Sirio e Procione, partendo dalla prima. Un binocolo da 50mm di apertura è sufficiente per iniziare la risoluzione in stelle: si osservano una quindicina di componenti su un fondo che resta ancora nebuloso; la visione migliore si ha con piccoli telescopi amatoriali (da 90mm a 150mm), in cui si mostra completamente risolto, con una cinquantina di componenti comprese entro 10' di diametro. Con uno strumento da 150mm si arriva a contare un'ottantina di stelle, fra le quali diverse disposte in coppia. M50 si trova ad una distanza di circa 3000 anni luce dal Sole (le stime però non sono ancora precise); ha un diametro angolare di 15' x 20' e quindi alla distanza determinata dovrebbe avere una dimensione lineare di circa 18 anni luce, mentre la regione centrale ne misura solo 9. Si stima che M50 possieda all'incirca 200 componenti; la stella più luminosa è di tipo spettrale B8 o B6 a seconda delle fonti. Una bella caratteristica di questo ammasso è che a 7' a sud del centro si trova una gigante rossa di tipo M, che con il suo colore contrasta con le stelle bianche e azzurre nelle vicinanze; l'ammasso contiene anche alcune giganti gialle. L’età di M50 è stimata sui 78 milioni di anni.

Un altro ammasso appariscente è NGC 2232, individuabile circa 13 gradi a est della Nebulosa di Orione, oppure circa 3,5° a nordest della stella γ Monocerotis. Appare molto sparso, con le componenti principali disperse su una superficie di mezzo grado e raccolte intorno a due punti distinti, il più meridionale dei quali è il più ricco. Un binocolo 10x50 risolve l'oggetto completamente; la sua stella più luminosa è la 10 Monocerotis, di magnitudine 5,05. Ingrandimenti elevati ottenibili con telescopi di lunga focale non permettono di averne una visione d'insieme. NGC 2232 è un ammasso piuttosto giovane e poco popolato, situato alla distanza di 1170 anni luce; la sua posizione ricade così all'interno del Braccio di Orione, nei pressi del Complesso nebuloso molecolare di Orione e all'interno della Cintura di Gould. L'età dell'ammasso è stimata sui 50 milioni di anni circa e sue componenti più luminose appartengono alla classe spettrale B; a queste si aggiungono alcune stelle di classe A e F e diverse altre di classi inferiori, molte delle quali mostrano un eccesso di radiazione infrarossa a causa della presenza di densi dischi di polveri. Proprio per questa ragione, l'ammasso è stato oggetto di studi per trovare possibili indizi della formazione di pianeti, in particolare attorno alle stelle di classe spettrale A, dove sembra comune la formazione di giganti ghiacciati.

Nella parte meridionale della costellazione si concentrano numerosi piccoli ammassi, facilmente individuabili anche con un binocolo. Fra questi vi è NGC 2343, che appare formato da una quindicina di stelle a partire dalla nona e decima magnitudine; si individua con un piccolo telescopio o con un grande binocolo, in cui si presenta come una piccola ma evidente concentrazione di astri. Le sue componenti sono disposte a formare una sorta di triangolo, che ad alti ingrandimenti ricorda perfettamente una miniatura delle Ìadi, con la stella più brillante, di ottava grandezza e di colore marcatamente rossastro, posta proprio nel vertice sudorientale; questa stella, a differenza di Aldebaran nel caso delle Ìadi, appartiene realmente all'ammasso e non vi si trova davanti per un effetto prospettico. Tutta l'area è circondata da una vasta nebulosa diffusa, nota come Nebulosa Gabbiano e ben evidente nelle foto a lunga esposizione di quest’area di cielo. NGC 2343 è un ammasso molto giovane e moderatamente ricco, ben contrastato dai campi stellari di fondo e situato alla distanza di 3440 anni luce; la sua posizione ricade così all'interno del Braccio di Orione, nello stesso ambiente in cui si trova la Nebulosa Gabbiano, di cui fa fisicamente parte. Si ritiene che l'ammasso faccia parte di una generazione precedente alle stelle più giovani di recente formazione attorno alla nebulosa. Le sue stelle più calde sono di classe spettrale B e sono nella fase di sequenza principale; la componente più luminosa invece è la gigante rossa HD 54387. Le sue dimensioni reali sono pari a circa 12 anni luce, entro cui sono contenute almeno 32 stelle fino alla classe spettrale F, fra le quali è presente una sola stella variabile.

A breve distanza si trova NGC 2353, che appare dominato e in parte oscurato da una stella di sesta magnitudine, in realtà non legata fisicamente all'oggetto. Il resto dell'ammasso si estende a nord di questa stella ed è composto da astri a partire dalla nona grandezza, dunque per apprezzarne appieno la risoluzione occorre un piccolo telescopio da almeno 70-80mm di apertura. Attraverso un binocolo è comunque osservabile, anche se appare solo come una debole macchia chiara. Con un telescopio da 150mm è perfettamente risolto in una trentina di stelle. Come il precedente, anche NGC 2353 è un ammasso piuttosto giovane e ricco, ben contrastato dai campi stellari di fondo e situato alla distanza di 3650 anni luce; la sua posizione ricade così all'interno del Braccio di Orione, nello stesso ambiente in cui si trova il sistema della Nebulosa Gabbiano, di cui fa fisicamente parte. Quest'ammasso appare, sia apparentemente che realmente, sul bordo del gruppo di stelle blu note come Canis Major OB1, un'associazione OB di astri molto caldi; tuttavia i due oggetti sarebbero ben distinti e non legati fisicamente. Infatti, mentre l'associazione OB si è formata meno di 3 milioni di anni fa a seguito di perturbazioni causate dall'esplosione di una supernova, NGC 3253, con un'età di 76 milioni di anni, appare decisamente molto più vecchio perché possa essere in relazione con l'associazione, pertanto si ritiene che si sia formato a seguito di un importante evento di formazione stellare precedente. Ad ovest di quest'oggetto si estende il vasto complesso nebuloso della Nebulosa Gabbiano, così chiamato a causa della sua forma.

Sul bordo sudorientale della costellazione, vicino al confine con la Poppa, si trova l’ammasso NGC 2506 (noto anche come C54). Contiene solo stelle piuttosto deboli, così anche la sua osservazione con piccoli strumenti risulta deludente, benché sia comunque rintracciabile anche con un binocolo 10x50. Per recuperarlo si può partire da M48 e poi dirigersi in direzione sudovest per circa 6,5°. Un telescopio da 100mm di apertura e un buon ingrandimento consente di rilevare alcune delle sue componenti, le più luminose delle quali sono di decima e undicesima magnitudine; lo sfondo dell'ammasso si presenta per lo più si presenta per lo più di aspetto nebuloso, anche a ingrandimenti maggiori, con due concentrazioni a est e a ovest. La sua distanza è stimata attorno ai 11.300 anni luce ed è quindi situato in una zona esterna della Via Lattea, probabilmente in corrispondenza del Braccio di Perseo, in un tratto che presenta segni di disgregazione a causa della sua terminazione. Si tratta di uno degli ammassi aperti più vecchi conosciuti: la sua età è stata stimata attorno a 1,1 miliardi di anni, alla pari di altri ammassi antichi, come NGC 752 e NGC 2420, sebbene comunque più giovani di altri oggetti ancora più particolari, come M67. Le sue stelle sono estremamente povere in metalli, fattore dovuto alla sua distanza dal centro galattico, dato che più un ammasso è distante da esso e più le sue stelle hanno una bassa metallicità; inoltre si trova circa 1600 anni luce a nord del piano galattico, il che lo rende molto simile ad altri ammassi aperti sul bordo del disco galattico, come NGC 2420 nei Gemelli. Il numero delle componenti dell'ammasso si aggira sulle 800 circa, la maggior parte delle quali hanno una magnitudine apparente meno luminosa della tredicesima; le sue stelle di sequenza principale sono in massima parte stelle doppie. La sua orbita attorno al centro galattico è relativamente poco eccentrica, suggerendo che non si è allontanato molto dal sito della sua formazione.

Numerose sono le nebulose diffuse presenti nell’Unicorno. Fra queste spicca indubbiamente la Nebulosa Rosetta (NGC 2237, nota anche con la sigla del Catalogo Caldwell C49), situata nella parte settentrionale della costellazione; per individuarla si può fare riferimento a Betelgeuse e Procione; congiungendo la prima alla seconda con una linea immaginaria, la Nebulosa Rosetta si trova fermandosi a circa un terzo della distanza e muovendosi circa un grado e mezzo in direzione sud. L'osservazione della nebulosa in sé può presentare alcune difficoltà se si dispone di un classico binocolo 10x50: sebbene l'ammasso aperto associato si possa distinguere con facilità, nei campi stellari di questo tratto di Via Lattea, la nebulosità è visibile solo con determinate condizioni atmosferiche; in ogni caso, un cielo buio e nitido è fondamentale, anche se si dispone di strumenti più potenti. Un telescopio da almeno 150mm di diametro e un filtro nebulare permettono di intravederne la struttura, compresa la minore densità centrale attorno all'ammasso; strumenti molto grandi consentono di scorgere diverse venature scure, specie nel lato occidentale della nube. L'astrofotografia fornisce indubbiamente la maggior soddisfazione, dato che in foto si rivela perfettamente sia la nebulosa, che la gran parte delle strutture; non a caso si tratta di uno degli oggetti più fotografati del cielo. Le dimensioni apparenti della nebulosa sono paragonabili a quelle della ben nota Nebulosa di Orione; tuttavia, trovandosi ad una distanza oltre tre volte superiore, le sue dimensioni reali superano di gran lunga quelle di M42. La nebulosa circonda un ammasso aperto di forma rozzamente rettangolare, noto come NGC 2244 (C50), i cui oltre cento membri occupano la cavità osservabile nella regione centrale della nube. Nella zona nordoccidentale della nebulosa si osservano delle sottili venature scure, ben evidenti nelle foto, assieme a dei piccoli bozzoli: si tratta di globuli di Bok, ossia regioni più dense al cui interno si formano le nuove stelle. Le regioni più esterne della nebulosa sono costituite principalmente da gas non illuminato: questo è dovuto alla lontananza delle stelle luminose, responsabili della ionizzazione e della luminosità delle aree centrali della regione H II, che corrispondono alla nebulosa osservabile. Questo volume di massa scura ha un raggio di circa 2° e si può assumere che la sua densità sia paragonabile a quella della parte ionizzata (e brillante) più esterna, laddove sfuma appunto nella zona oscura, il che avviene a 24' dal centro geometrico della nebulosa. L’ammasso NGC 2244, originatosi al centro della nebulosa, ha successivamente spazzato via i gas circostanti tramite l'azione del vento stellare delle sue componenti, divenendo così ben visibile e dando origine alla grande "bolla" vuota che circonda l'ammasso, struttura che ha fatto guadagnare alla nebulosa il nome stesso di "Rosetta". Attorno alla nebulosa si trovano numerose giovani associazioni stellari disperse, come Cr 106 e Cr 107. Tutto il sistema dista circa 5200 anni luce.

Poco a nord si trova un altro grande sistema nebuloso, noto come Nebulosa Cono, cui è legato l’ammasso aperto NGC 2264. Con un binocolo si può notare in questa zona un gruppo di circa venti stelline di colore blu, dominato dalla stella S Monocerotis, di magnitudine compresa fra la quinta e la nona, disposte a triangolo, con il vertice puntato verso sud, caratteristica che nell'emisfero australe (dove la cima appare rivolta verso l'alto) lo rende molto simile a un Albero di Natale (il nome proprio dell'ammasso). Nel suo vertice meridionale, se si osserva con un telescopio di grande diametro con l'ausilio di un filtro, diventa evidente una nebulosa, nel cui bordo è presente una toppa scura a forma di cono con la punta rivolta verso il vertice dell'albero di Natale; questa è la struttura ha reso famosa la nube con il nome proprio di Nebulosa Cono. A nordovest dell'ammasso si estende inoltre una vasta nebulosità più debole, ben visibile nelle foto a lunga esposizione. La sua distanza è di 2450 anni luce.

Fra le nebulose Cono e Rosetta si trova un altro piccolo oggetto facilmente osservabile anche con un telescopio da 150mm, la cosiddetta Nebulosa Variabile di Hubble (NGC 2261 o C46), famosa per le sue continue variazioni di forma e luminosità; le variabilità vennero scoperte su una serie di lastre fotografiche prodotte lungo alcuni anni verso la metà del Novecento da Carl Otto Lampland. Queste variazioni non coincidono con il ciclo di variabilità della sua stella interna, R Monocerotis, mentre la nebulosa diventa periodicamente oscurata sempre nella stessa parte; ciò indusse Lamplard a credere che ci fosse una nebulosa oscura ruotante che quando transitava sulla nostra linea di vista la oscurava sempre nello stesso punto. In seguito venne notato che la stella centrale era in realtà una brillantissima e minuscola nebulosa di forma triangolare, che a sua volta conteneva una stella appena formata. La variabilità della nebulosa si pensa che possa essere invece dovuta al fatto che i filamenti di gas vengono espulsi dal disco protoplanetario in una forma a doppio cono, che seguono le linee del campo magnetico della stella, provocando così le variazioni osservabili. Dista dal Sole circa 2500 anni luce.

Verso il bordo sudoccidentale, circa 1° a ovest di γ Monocerotis, si estende un complesso sistema di nebulose a riflessione associate alle stelle blu appartenenti alla giovane associazione Monoceros R2, di magnitudine compresa fra 5 e 10; fra queste nebulose spiccano NGC 2183 e NGC 2185, visibili con difficoltà con strumenti da 200-250mm ma facili e ben evidenti nelle fotografie. La loro distanza è stimata sui 2700 anni luce e sono il risultato di due ondate di formazione stellare, una avvenuta 6 milioni di anni fa e l’altra ancora in atto.

Nella parte meridionale, sul confine col Cane Maggiore, si trova infine un esteso sistema nebuloso formato da più oggetti separati, ma che collettivamente prendono il nome di Nebulosa Gabbiano; la parte più brillante di questo sistema porta la sigla IC 2177. Nei suoi pressi giacciono diversi ammassi aperti, fra i quali i già citati NGC 2343 e NGC 2353, mentre la nebulosa in sé è osservabile parzialmente solo con strumenti di diametro superiore ai 150mm e filtri nebulari. La Nebulosa Gabbiano presenta una forma arcuata con la cavità aperta verso est; si tratta di una regione di idrogeno ionizzato molto allungata in senso nord-sud e costituisce la parte più brillante di un complesso nebuloso molecolare non illuminato che comprende le regioni oscure LDN 1657 e LDN 1658, poste rispettivamente ad ovest e ad est della nube luminosa. Associate a questa nube vi sono un gran numero di nebulose a riflessione, legate fisicamente al complesso e illuminate dalle stelle calde e blu della giovane associazione Canis Major OB1; queste nebulose a riflessione presentano delle forti emissioni del lontano infrarosso, in particolare nei pressi di alcune delle stelle più massicce dell'associazione, come HD 53367, Z Canis Majoris e HD 53623. Alcune delle stelle avvolte nelle nebulose a riflessione presentano dei dischi protoplanetari. Si crede che la gran parte dei fenomeni di formazione stellare nella regione siano stati indotti dall'esplosione di una supernova; fra gli indizi di ciò vi è la forma a semicerchio ben evidente osservando la Nebulosa Gabbiano e la sua vicina LBN 1036, che formano due lati di una cavità aperta sul lato meridionale del diametro di circa 3°. La sua distanza è stimata sui 3300 anni luce.