Guida alle costellazioni/La Nave Argo e dintorni/Vele

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Copertina Guida alle costellazioni/Copertina

Parte I - Stelle e oggetti

Parte II - Le 88 costellazioni

Parte III - Carte stagionali

Appendici

Dettagli costellazione
Nome latino	Vela
Genitivo del nome	Velorum
Abbreviazione ufficiale	Vel
Area totale	500 gradi quadrati
Transito al meridiano alle ore 21	1° marzo
Stelle più luminose della mag. 3,0	5
Stelle più luminose della mag. 6,0	124

Stelle più luminose
Sigla	Nome	Magn.
γ² Velorum	Regor	1,75
δ Velorum	Koo She	1,93
λ Velorum	Al Suhail	2,23
κ Velorum	Markab	2,47
μ Velorum	Peregrini	2,69
N Velorum	Marut	3,16
φ Velorum	Tseen Ke	3,52
ο Velorum	Xestus	3,60

Quella delle Vele è una costellazione meridionale, una delle tre in cui è stata divisa la Nave Argo. È visibile, peraltro solo per metà, dalle regioni mediterranee medie, mentre è una costellazione caratteristica del cielo australe.

Caratteristiche

Quella delle Vele è una costellazione di medie dimensioni; si individua senza difficoltà, a nord di un tratto molto brillante della Via Lattea australe, grazie alla disposizione a triangolo delle stelle γ Velorum, δ Velorum e λ Velorum. La stella più brillante risulta essere la γ Velorum, nota anche come Regor, di magnitudine apparente 1,75; Le stelle più meridionali della costellazione, δ e κ Velorum, assieme alle stelle ε e ι della Carena formano un asterismo noto come Falsa Croce, poiché simile e talvolta scambiato con la costellazione della Croce del Sud. Un tratto fortemente oscurato della Via Lattea attraversa per intero la costellazione; lo sfondo si presenta, in particolare sul lato confinante con la Poppa, ricchissimo di stelle di quarta e quinta grandezza, in direzione della grande associazione Cr 173. Un binocolo è un buono strumento per apprezzare questi ricchi campi stellari, che in condizioni ottimali sono pure visibili ad occhio nudo senza difficoltà, rendendo il tratto della Via Lattea delle Vele uno dei più ricchi di stelle di fondo dell'intera volta celeste.

La stella più luminosa delle Vele, la già citata γ Velorum, è una delle stelle più brillanti conosciute, oltre che essere di fatto un sistema stellare, di cui fa parte la stella di Wolf-Rayet più appariscente della volta celeste, nonché la più vicina; gran parte delle sue emissioni è costituita da radiazione ultravioletta.

La nomenclatura stellare segue quella assegnata alla costellazione della Nave Argo: le stelle α e β della Nave Argo sono ora le stelle α e β della Carena. Alle Vele sono finite le stelle γ e δ, e poi κ, λ e μ, ο e infine ψ. Seguono diverse lettere latine, prima minuscole (b, c, etc.) e poi maiuscole, anch'esse secondo l'assegnazione data alla costellazione della Nave Argo, seppure con qualche episodio di confusione a causa di duplicazioni della stessa lettera in più costellazioni.

Il periodo migliore per la sua osservazione ricade nei mesi compresi fra gennaio e maggio; si tratta, per coloro che osservano dell'emisfero sud, di una delle costellazioni dominanti dei cieli estivi e autunnali, che alle latitudini medie australi si presenta pure in parte circumpolare; dall'emisfero nord la sua visibilità è molto sacrificata e a nord del 50°N è praticamente completamente invisibile. Affinché sia osservabile per intero, occorre trovarsi a latitudini inferiori ai 33°N.

Mappa e immagine

Stelle doppie

Principali stelle doppie
Nome	Coordinate eq. J2000.0		Magnitudine		Separazione (secondi d'arco)	Colore
Nome	A. R.	Dec.	A	B	Separazione (secondi d'arco)	Colore
γ Velorum	08^h 09^m 32^s	-47° 20′ 12″	1,78	4,27	41,2	azz + azz
HD 71510	08^h 25^m 31^s	-51° 43′ 39″	5,18	5,30	42,0	azz + azz
A Velorum	08^h 29^m 05^s	-47° 55′ 44″	5,33	7,70	3,4	azz + azz
HD 72127	08^h 29^m 28^s	-44° 43′ 29″	5,15	6,95	4,6	azz + azz
HD 72350	08^h 30^m 39^s	-44° 44′ 14″	6,31	10,52	4,0	azz + b
HD 74146	08^h 39^m 58^s	-53° 03′ 17″	5,18	8,90	16,7	azz + b
δ Velorum	08^h 44^m 42^s	-54° 42′ 31″	1,96	6,0	2,6	b + b
HD 79416	09^h 12^m 31^s	-43° 36′ 48″	6,04	6,7	2,8	azz + b
HD 82984	09^h 33^m 45^s	-49° 00′ 18″	5,54	6,34	2,1	azz + azz
HD 85980	09^h 54^m 18^s	-45° 17′ 01″	5,82	8,2	5,3	azz + azz
J Velorum	10^h 20^m 55^s	-56° 02′ 36″	4,54	8,3	7,1	azz + azz
s Velorum	10^h 31^m 58^s	-45° 04′ 00″	5,74	6,1	13,7	azz + azz
x Velorum	10^h 39^m 19^s	-55° 36′ 12″	4,42	6,6	51,8	g + azz
μ Velorum AB	10^h 46^m 46^s	-49° 25′ 13″	2,81	5,72	2,6	g + b
μ Velorum AB-C	10^h 46^m 46^s	-49° 25′ 13″	2,81	5,92	280	g + b

La costellazione ospita numerose stelle doppie, sebbene la maggior parte siano risolvibili solo con strumenti di diametro superiore agli 80 mm.

Uno dei sistemi più ampi è quello di γ Velorum; è composto da due stelle azzurre di magnitudine 1,78 (γ² Velorum) e 4,27 (γ¹ Velorum), con una separazione tale da poter essere risolte anche con un grande binocolo o un piccolo telescopio. La componente primaria è una stella di Wolf-Rayet, una delle più luminose della volta celeste. Altre stelle sono osservabili nelle immediate vicinanze, in particolare una stella di ottava e una di nona grandezza. Il sistema di γ Velorum è in realtà molto più complesso ed è costituito da almeno sei stelle; la componente più stretta è però visibile solo spettroscopicamente ed è una stella blu di sequenza principale e classe spettrale O. La γ Velorum C è una stella di classe spettrale A0 e di magnitudine 8,5, separata da γ² Velorum di 63 secondi d'arco; γ Velorum D e γ Velorum E formano un ulteriore sistema binario separato 93 secondi d'arco da γ² Velorum: γ Velorum D è una stella di classe A0 e di magnitudine 9,4; γ Velorum E è una debole stella di tredicesima magnitudine.

La μ Velorum è una stella di colore giallo posta nella parte più orientale della costellazione; con un binocolo è possibile individuare a circa 5 primi d'arco in direzione est una compagna di quinta magnitudine. Un telescopio da 100-120 mm è in grado di mostrare anche una terza componente estremamente vicina alla primaria, in orbita attorno ad essa.

La HD 92449, nota anche come x Velorum, è una stella giallastra che con un binocolo è risolvibile in due componenti, una di quarta e una di sesta magnitudine; la componente meno luminosa ha un colore azzurro che contrasta con quello della primaria.

La stella HD 71510 è risolvibile anch'essa al binocolo in due componenti in questo caso entrambe azzurre e di pari magnitudine.

Stelle variabili

Principali stelle variabili
Nome	Coordinate eq. J2000.0		Magnitudine		Periodo (giorni)	Tipo
Nome	A. R.	Dec.	Max.	Min.	Periodo (giorni)	Tipo
S Velorum	09^h 33^m 13^s	-45° 12′ 31″	7,74	9,5	5,9336	Eclisse
T Velorum	08^h 37^m 41^s	-47° 21′ 43″	7,68	9,34	4,6394	Cefeide
V Velorum	09^h 22^m 16^s	-55° 57′ 37″	7,19	7,95	4,3710	Cefeide
Z Velorum	09^h 52^m 55^s	-54° 10′ 48″	7,8	14,8	411,4	Mireide
RZ Velorum	08^h 37^m 01^s	-44° 06′ 53″	6,42	7,64	20,3982	Cefeide
SV Velorum	10^h 44^m 56^s	-56° 17′ 22″	7,91	9,12	14,0971	Cefeide
SW Velorum	08^h 43^m 39^s	-47° 24′ 11″	7,44	8,96	23,441	Cefeide
AH Velorum	08^h 12^m 00^s	-46° 38′ 40″	5,50	5,89	4,2272	Cefeide
AI Velorum	08^h 14^m 05^s	-44° 34′ 33″	6,15	6,76	0,1116	Pulsante
CV Velorum	09^h 00^m 38^s	-51° 33′ 20″	6,69	7,19	6,8895	Eclisse
FY Velorum	08^h 32^m 23^s	-49° 36′ 05″	6,84	7,06	33,72	Eclisse
GK Velorum	09^h 25^m 08^s	-43° 58′ 36″	6,26	6,39	120:	Semiregolare
GO Velorum	08^h 37^m 40^s	-40° 26′ 08″	6,61	6,98	75:	Semiregolare
GP Velorum	09^h 02^m 07^s	-40° 33′ 17″	6,76	6,99	8,9647	Eclisse
GY Velorum	10^h 16^m 40^s	-51° 12′ 17″	6,23	6,50	-	Irregolare
HQ Velorum	10^h 45^m 44^s	-53° 37′ 43″	7,30	7,56	-	Irregolare
IU Velorum	09^h 00^m 22^s	-43° 10′ 26″	5,97	6,08	-	Irregolare
λ Velorum	09^h 08^m 00^s	-43° 25′ 57″	2,14	2,30	-	Semiregolare
ο Velorum	08^h 40^m 18^s	-52° 55′ 19″	3,55	3,67	2,779	Beta Cephei

Le stelle variabili della costellazione sono quasi tutte al di sotto della visibilità ad occhio nudo, mentre sono in gran numero osservabili tramite binocoli.

La più brillante è λ Velorum, una delle stelle principali della costellazione; si tratta di una variabile semiregolare che mostra delle oscillazioni estremamente contenute e dunque non percepibili.

Fra le numerose variabili a eclisse la più luminosa è la ο Velorum, che sta al centro del brillante ammasso aperto IC 2395, che mostra delle oscillazioni molto contenute nell'arco di quasi tre giorni; fra le altre variabili a eclisse vi è la GP Velorum e la CV Velorum, entrambe con una magnitudine massima attorno a 6,7.

La AH Velorum è una variabile Cefeide che con la sua magnitudine massima pari a 5,5 è la più brillante della costellazione; le altre Cefeidi raggiungono al massimo la settima magnitudine, tranne la RZ Velorum, che mostra però delle oscillazioni molto contenute.

Oggetti del profondo cielo

Principali oggetti non stellari
Nome	Coordinate eq. J2000.0		Tipo	Magn.	Dimensioni (primi d'arco)	Nome proprio
Nome	A. R.	Dec.	Tipo	Magn.	Dimensioni (primi d'arco)	Nome proprio
Cr 173	08^h 04^m :	-46° :	Ammasso aperto	0,6:	370	Vela OB2
NGC 2547	08^h 10^m 11^s	-49° 13′ 32″	Ammasso aperto	4,7	20
Gum 12	08^h 30^m :	-45° :	Resto di supernova	-	1200:	Neb. di Gum
NGC 2626	08^h 35^m 31^s	-40° 40′ 20″	Nebulosa diffusa	-	5 x 5
Gum 16	08^h 35^m :	-45° 10′ :	Resto di supernova	12:	480	Neb. delle Vele
IC 2391	08^h 40^m :	-53° 04′ :	Ammasso aperto	2,6	50	Ammasso di Omicron Velorum
IC 2395	08^h 42^m 37^s	-48° 06′ 50″	Ammasso aperto	4,6	7
NGC 2669	08^h 46^m 22^s	-52° 56′ 51″	Ammasso aperto	6,1	12
NGC 2910	09^h 30^m 29^s	-52° 54′ 50″	Ammasso aperto	7,2	5
NGC 3132	10^h 07^m 02^s	-40° 26′ 12″	Nebulosa planetaria	9,8	1,2 x 0,9	Nebulosa Anello del Sud
NGC 3201	10^h 17^m 37^s	-46° 24′ 40″	Ammasso globulare	6,9	18
NGC 3228	10^h 21^m 22^s	-51° 43′ 57″	Ammasso aperto	6,0	5
NGC 3330	10^h 38^m 48^s	-54° 06′ 56″	Ammasso aperto	7,4	6

La costellazione delle Vele è attraversata dalla Via Lattea meridionale; sebbene in questo tratto questa sia fortemente oscurata, la costellazione abbonda di oggetti quali ammassi aperti e nebulose diffuse.

Fra gli ammassi aperti, davvero notevole è IC 2391 (C85), che si individua con grande facilità poco meno di due gradi a nord della brillante stella δ Velorum, una delle quattro componenti dell'asterismo noto come Falsa Croce. È visibile perfettamente anche ad occhio nudo pure nelle notti non eccelse e si presenta già parzialmente risolto, essendo le componenti principali di magnitudine 4 e 5; un semplice binocolo è sufficiente per terminare del tutto la sua risoluzione, in quanto non contiene alcuna concentrazione di stelle di magnitudine inferiore alla nona. Si presenta dunque come un oggetto molto disperso, sebbene molto appariscente. Un telescopio di piccole dimensioni come un 80 mm lo mostra come un insieme di stelle talmente sparso che è difficile riconoscervi un ammasso vero e proprio, per cui gli strumenti migliori per la sua osservazione rimangono i binocoli 10x50 o 20x80. Il primo ad annotarne la presenza fu l'astronomo arabo Al Sufi, attorno al 960 d.C. L'ammasso tuttavia è talmente appariscente che di sicuro è stato notato anche in epoche precedenti, dagli antichi Egizi e dalle popolazioni che abitavano l'emisfero australe della Terra; persino Greci e Romani dovevano conoscerne l'esistenza, dato che all'epoca, a causa della precessione degli equinozi, l'oggetto si mostrava al di sopra dell'orizzonte mediterraneo. L'abate Nicolas Louis de Lacaille fu il primo a risolverne le componenti stellari e lo citò nel suo catalogo del 1755 come un ammasso stellare nebuloso. La stella principale di quest'ammasso è ο Velorum, una variabile cefeide che oscilla fra le magnitudini 3,56 e 3,67 in circa 3 ore e 7 minuti. L'età di questo ammasso sarebbe di circa 53 milioni di anni, ossia paragonabile ad altri ammassi aperti e associazioni, come le Pleiadi e l'associazione di Alfa Persei. A questo ammasso sono legate diverse stelle, fra le quali spiccano Denebola, la coda del Leone, e Procione, nella costellazione del Cane Minore: in particolare, sembra che queste due stelle appartengano alla medesima associazione stellare di IC 2391. La magnitudine complessiva dell'ammasso è pari a 2,6; la distanza è stimata sui 490 anni luce dal sistema solare; a una simile distanza, le dimensioni reali dell'ammasso sarebbero di circa 9 anni luce di diametro. Le sue stelle sono particolarmente sparse, al punto che è difficile individuare un vero centro dell'ammasso. IC 2391 è stato oggetto di studio nell'ambito del progetto ROSAT, che si è occupato della completa mappatura a raggi X del cielo, assieme alle stelle di altri importanti ammassi australi. Questo studio, applicato alle stelle di questo ammasso e di quello delle Pleiadi del Sud (IC 2602), ha contribuito a determinare la metallicità tipica degli astri dei giovani ammassi aperti; inoltre, più in generale, il progetto ROSAT ha permesso di accertare con maggior precisione quali stelle minori osservabili nello stesso campo fossero membri reali dell'ammasso, tramite la determinazione della quantità di litio presente nell'atmosfera di queste stelle e attraverso lo studio della velocità di rotazione e dell'attività magnetica stellare.

Un altro ammasso, tanto esteso da essere spesso ignorato in quanto non conosciuto come tale dagli appassionati, è Cr 173. La sua descrizione completa è fornita nelle pagine dedicate alla vicina costellazione della Poppa, ma una parte di esso sconfina nelle Vele, in particolare per la presenza della stella γ Velorum; tuttavia, la reale appartenenza di questa stella all’ammasso è tuttora discussa. Le stelle di Cr 173, essendo tutte giovani, con un’età stimata sui 3-4 milioni di anni, e calde, di colore blu-azzurro, costituiscono di fatto un’associazione OB, nota come Vela OB2; con una distanza media di circa 1350 anni luce, Vela OB2 è una delle associazioni OB più vicine al sistema solare.

Un altro ammasso molto brillante, seppure di dimensioni contenute, è NGC 2547. È a malapena visibile ad occhio nudo come una sorta di stella molto sfuocata e debole, in parte oscurato dalla vicina stella γ Velorum, che si individua due gradi a nord, e dalla Via Lattea, piuttosto intensa in questo tratto; la presenza di questa brillante stella facilita tuttavia la sua individuazione. Un binocolo 10x50 è già sufficiente per risolverlo in stelle, mentre con un 20x80 è già completamente sciolto; attraverso un telescopio da 80 mm ricorda vagamente la forma della costellazione australe della Gru. NGC 2547 appare dominato da una stella azzurra di magnitudine 6,46, mentre le restanti sono quasi tutte di ottava e nona magnitudine. NGC 2547 è un ammasso molto ricco e brillante, formato da numerose stelle azzurre e calde; la sua distanza è stimata attorno ai 1480 anni luce ed è quindi situato sul Braccio di Orione, presso il bordo interno della Nebulosa di Gum. Permangono tuttavia alcune incertezze. Se questa stima è corretta, le sue stelle componenti sono racchiuse in un diametro di appena 10 anni luce. Una vaga nebulosità, non associata all'ammasso in quanto sovrapposta sulla nostra linea di vista, si osserva a forti ingrandimenti; questo complesso nebuloso, parte della Nebulosa di Gum, pare avvolgere anche tutta la porzione di cielo in cui si estende l'ammasso. La stella più brillante di NGC 2547 è la bianco-azzurra HD 68478, di magnitudine 6,44. Sono note 70 componenti con classe spettrale compresa fra B3 e K0; estendendo il conto fino alle stelle di classe M e una massa pari a 0,2 masse solari, si arriva a circa 600 stelle. Data la sua età, stimata attorno ai 30 milioni di anni, quest'ammasso è oggetto di studi in quanto si trova nel pieno della fase più importante per la formazione dei pianeti terrestri; fra tutte le componenti note tuttavia soltanto quattro sembrano possedere caratteristiche spettrali che riconducono alla presenza di un disco protoplanetario: una di classe G, due di classe K e una di classe M.

L’ammasso IC 2395 è anch’esso di piccole dimensioni, ma è anche meno luminoso; può essere notato anche con un binocolo circa 5° ad est di γ Velorum e altrettanti a nord di IC 2391. Sempre con un binocolo se ne può iniziare la risoluzione, ma un piccolo telescopio è ideale per scinderlo completamente in stelle fino alla magnitudine 10. Appare piuttosto compatto, seppure non particolarmente ricco. Storicamente spesso confuso con un altro ammasso o addirittura catalogato come due oggetti distinti da diversi cataloghi, conta una cinquantina di membri stellari con un’età non superiore ai 17 milioni di anni, sparsi su un diametro reale di circa 15 anni luce. La sua distanza è stimata sui 2300 anni luce e si ritiene che faccia parte del complesso sistema di associazioni e nubi molecolari nota come Vela Molecular Ridge. A breve distanza angolare si trova anche il piccolo ammasso NGC 2670, risolvibile solo con telescopi da almeno 120 mm di diametro.

Nella parte occidentale della costellazione si rinvengono altri due ammassi appariscenti. Il primo è NGC 3228, piccolo ma ben evidente. Si individua facilmente circa a metà strada sulla linea che congiunge le due stelle μ Velorum e φ Velorum; giace in un campo stellare relativamente ricco, sul bordo della Via Lattea, e un binocolo 10x50 già consente di individuare quest'ammasso come un piccolissimo gruppo di stelline, fra le quali la dominante è di ottava magnitudine. Un telescopio con aperture sugli 80-100 mm risolve completamente l'ammasso in un gruppetto di 8-9 stelle azzurre; ingrandimenti ottenibili con telescopi ancora più aperti e lunghe focali permettono di notare che oltre a queste componenti non sembrano essercene altre più deboli e di fondo. Si tratta di un ammasso di piccole dimensioni e poco popolato, formato da una decina di stelle azzurre molto vicine fra loro e poche stelle più deboli; la sua distanza è stimata attorno ai 1770 anni luce ed è quindi situato sul bordo interno del Braccio di Orione, a una distanza simile a quella delle brillanti Pleiadi del Sud. L'ammasso è composto da tre stelle fra l'ottava e la nona magnitudine, cui si sovrappongono apparentemente altre tre stelline di decima, più alcune sul lato più ad est; le sue componenti appaiono tutte bianco-azzurre, di classe spettrale B9, da cui si è dedotta un'età dell'ammasso sugli 85 milioni di anni. Il suo astro più luminoso è HD 89915, una stella azzurra di sequenza principale con classe B9.5V e magnitudine 7,88. Fra le restanti componenti è presente una gigante arancione di classe K0.

L’altro ammasso è NGC 3330, 2° a nord di x Velorum, il quale però appare poco contrastato rispetto ai ricchi campi stellari di fondo; le sue stelle principali sono di magnitudine 9 e 10 e possono essere risolte con un binocolo 20x80 o un piccolo telescopio.

Fra gli ammassi globulari vi è NGC 3201 (C79), situato nella parte orientale della costellazione. È possibile individuarlo (non senza difficoltà, se la notte non è propizia) cinque gradi a nordovest della stella giallastra μ Velorum anche con un binocolo, nel quale si presenterà comunque come un oggetto simile ad una macchietta chiara, sfuggente; in un telescopio amatoriale di piccola apertura si presenta ancora con un aspetto nebbioso e comunque con una luminosità molto bassa rispetto alla sua estensione apparente. Per iniziare la risoluzione in stelle occorrono strumenti relativamente grandi. In realtà, per essere un ammasso globulare, è uno dei più luminosi, essendo di magnitudine 6,8, con un diametro apparente di quasi 20' d'arco; nel 2002 è stato oggetto di studio su una particolare classe di stelle, le variabili RR Lyrae. NGC 3201 è stato catalogato di classe X in una scala che va da I a XII, dove a valore più basso corrisponde una maggiore concentrazione stellare: il che quindi indica che siamo di fronte ad un oggetto poco concentrato. La sua età è stimata sui 10,24 miliardi di anni o, secondo altri studi, 10,6 miliardi di anni. La sua distanza è stimata sui 17.000 anni luce dal sistema solare, mentre la distanza dal centro galattico è di circa 30.000 anni luce; sulla nostra linea di vista, quest'ammasso ha una velocità radiale estremamente alta, avvicinandosi a noi alla velocità di 490 km/s, il valore più alto conosciuto per un ammasso stellare. Eliminando la velocità e il moto del Sole, resta un valore di 240 km/s di velocità assoluta, il che sarebbe sufficiente per poter consentire all'ammasso di sfuggire all'influsso gravitazionale della Via Lattea; inoltre, rispetto alle stelle della Via Lattea si muove con un moto retrogrado.

Fra le nebulose planetarie, spicca la famosissima NGC 3132 (C74), nota anche come Anello del Sud per la sua somiglianza alla celebre Nebulosa Anello nella Lira. Si trova nella parte settentrionale della costellazione, circa 2° a nordovest della stella q Velorum; è distinguibile anche con un binocolo 15x70 sotto buone condizioni atmosferiche, mentre con telescopi da 120 mm e forti ingrandimenti si evidenzia la sua forma ad anello. Con strumenti di grandi diametri rivela la sua struttura complessa, con un anello allungato e una stella al centro ben evidente. Le foto ad alta risoluzione della nebulosa rivelano in realtà due stelle molto vicine, una di decima e l'altra di sedicesima magnitudine apparente. La vera stella centrale, responsabile della formazione della nebulosa, è la più debole delle due; questa stella centrale possiede una superficie molto calda, di circa 100.000 K, ed emette intensa radiazione ultravioletta, che illumina i gas della nebulosa. Secondo alcuni studi, le due stelle sarebbero in realtà fisicamente legate, formando una doppia fisica; sarebbe proprio la natura di questo sistema stellare la responsabile della forma allungata dell’anello, a causa delle interazioni gravitazionali. In futuro, anche la componente più brillante collasserà espellendo a sua volta un involucro di gas che andrà a formare una seconda nebulosa planetaria. Si è stimato che il guscio gassoso della nebulosa si espanda alla velocità di circa 24 km/s; la sua distanza si aggira sui 2000 anni luce.

Fra le nebulose diffuse, la più famosa è il grande resto di supernova noto col nome di Nebulosa delle Vele (Gum 16). Si presenta come una nebulosa diffusa dall'aspetto tenue e filamentoso, non visibile all’osservazione diretta coi telescopi più diffusi ma ben evidente nelle fotografie a lunga esposizione; dista circa 800 anni luce e il suo asse principale corre da nord a sud e sembra quasi contenere la stella e Velorum. La Nebulosa delle Vele è uno dei più grandi resti di supernova identificati in termini di dimensione angolare: il suo diametro visuale è superiore a 4 gradi. Il suo aspetto è molto variabile a seconda della lunghezza d'onda in cui la si osserva. Alle onde radio appare sotto forma di un guscio all'interno del quale si distingue la struttura causata dal vento della pulsar. La supernova che ha generato questa nebulosa è stata classificata in base alla composizione chimica. Nella banda del visibile sono visibili soltanto alcuni filamenti, mentre ai raggi X la struttura esterna è più irregolare e la regione centrale più segnata, indice della notevole attività della pulsar centrale. L’età esatta della nebulosa è difficile da stabilire a causa dell’atipicità della sua pulsar centrale, ma viene accettato un valore di circa 11.000 anni. Al momento dell'esplosione si stima che la supernova abbia raggiunto la magnitudine apparente di -9, ossia sarebbe stata in grado di proiettare a terra le ombre degli oggetti.

Nel suoi pressi si trova la nebulosa NGC 2736, forse in interazione con essa, sebbene quest'ipotesi sia dubbia. I dintorni della Nebulosa delle Vele, specie verso nord, presentano una grande ricchezza di deboli ed estese nebulose diffuse associate a piccoli ammassi aperti, come Tr 10 e Cr 197, tutti di piccole dimensioni e risolvibili con piccoli telescopi. Le nebulose qua osservabili appartengono al sistema del Vela Molecular Ridge, un vasto complesso di nubi molecolari giganti situate fra 2300 e 3300 anni luce, in cui sono attivi importanti processi di formazione stellare generanti anche stelle di grande massa. A questa struttura appartiene anche la nebulosa NGC 2626, di difficile osservazione ma evidente nelle foto a lunga posa; si tratta di una nebulosa a riflessione, un debole alone chiaro illuminato da una stella di decima magnitudine, una giovane stella T Tauri. Nei pressi si individua pure la stella variabile EM Velorum. La sua distanza è stimata anch’essa sui 3300 anni luce.

Tutta la regione occidentale delle Vele è velata dalle propaggini meridionali della Nebulosa di Gum, un’immensa struttura nebulosa estesa per oltre 30°, distante circa 1400 anni luce e che si estende fino alla zona centrale della costellazione della Poppa. Una descrizione più esaustiva è fornita nelle pagine che descrivono quest’ultima costellazione; qua ci si sofferma solo sulla parte meridionale. Questa sezione sembra sovrapporsi sulla linea di vista di una grande struttura ad anello composta da polveri, con una grande cavità al centro; questa bolla, a cui è stato assegnato il nome di IRAS Vela Shell, sarebbe stata causata dall'azione del vento stellare dell'associazione Vela OB2 (Cr 173); appare infatti centrata sulla stella γ² Velorum, facente parte di quest'associazione. Attorno a questa bolla si sono accumulati i gas e le polveri che originariamente componevano un grande complesso nebuloso molecolare, da cui le stelle dell'associazione stessa hanno avuto origine. Presso l’estremità più meridionale, a metà via fra le stelle γ e κ Velorum, si trova il peculiare oggetto HH 46/47, uno dei più brillanti della sua categoria. Gli oggetti di Herbig-Haro come questo sono generati dai venti stellari bipolari originati dalle stelle di nuova formazione. Il getto di HH 46/47 è formato da una complessa struttura simile ad una concatenazione di aree filamentose ed altre più dense; questa struttura può essere spiegata tramite dei cambiamenti della velocità di espulsione del getto stesso e della direzione. Alla distanza di 1470 anni luce, le sue dimensioni reali si aggirano sui 9 anni luce.