Le nuage moléculaire des Voiles (aussi appelé VMR pour Vela Molecular Ridge) est un complexe de nuages moléculaires situé dans les constellations des Voiles et de la Poupe. Les observations de la région par ondes radio 12CO ont montré que le nuage moléculaire était composée de plusieurs nuages, chacun ayant une masse de à . Ce complexe nuageux se trouve dans le ciel en direction de la nébuleuse de Gum (au premier plan) et du bras spiral Carène-Sagittaire (à l'arrière-plan). Les nuages les plus importants de la région sont identifiés par les lettres A, B, C et D, et appartiennent en fait à deux complexes différents : les nuages A, C et D sont situés à une distance moyenne d' et sont liés à l'association OB Vela R2, tandis que le nuage B est situé à une plus grande distance, , et est physiquement connecté à l'association Vela OB1.
Une partie du gaz des nuages est ionisée par le rayonnement ultraviolet de certaines des étoiles les plus massives associées au complexe, constituant des régions H II de grande étendue, comme Gum 14 (RCW 27) et Gum 20 (RCW 36). L'activité de formation stellaire est confirmée par la découverte de plusieurs associations d'étoiles T Tauri, en particulier dans le nuage VMR D, ainsi que par la présence de plusieurs amas ouverts fortement obscurcis et profondément immergés dans le gaz observable aux longueurs d'onde infrarouges.
Les étoiles les plus brillantes et les plus chaudes de l'association Vela R2 illuminent certains filaments de gaz qui brillent d'une lumière bleutée, typique des nébuleuses par réflexion. Parmi celles-ci se trouve la célèbre nébuleuse NGC 2626 qui appartient au nuage VMR D et abrite des étoiles présentant une émission Hα et le célèbre objet de Herbig-Haro .
Observation gauche|vignette|Carte du Nuage Moléculaire des Voiles Le nuage moléculaire des Voiles apparaît comme une séquence de nébuleuses brillantes et obscures, située sur le côté nord-ouest des Voiles. La suite principale de nébuleuses qui la compose est située à quelques degrés au nord-ouest de l'étoile Lambda Velorum, tandis que certaines ramifications obscures s'étendent également au sud de celle-ci, atteignant les zones centrales de la constellation. Les composantes nébuleuses du système ne sont pas observables à l'œil nu ni avec des instruments amateurs, car elles ont tendance à être très faibles. Le seul nuage facilement identifiable est NGC 2626, une nébuleuse par réflexion située dans la région la plus occidentale du complexe. Elle peut être détectée avec des instruments de moyenne à haute puissance équipés de filtres. Les composantes stellaires, cependant, sont partiellement visibles à l'œil nu et se combinent pour former un riche champ d'étoiles, caractéristique de la partie nord-ouest des Voiles. En particulier, la zone du ciel visible entre Lambda Velorum et Gamma Velorum est occupée par l'association stellaire Vela OB1, physiquement liée au nuage moléculaire des Voiles.
Ce complexe est situé à une déclinaison très méridionale, entre et . Cela signifie que l'observation de la région depuis l'hémisphère nord est très difficile. Depuis les latitudes correspondant à l'Europe centrale, on ne l'aperçoit jamais, tandis qu'à la latitude , celle qui traverse la mer Méditerranée et la partie centrale des États-Unis d'Amérique, la visibilité est rendue difficile par la faible altitude au-dessus de l'horizon sud. Dans l'hémisphère nord tropical, en revanche, la visibilité est bonne, tandis qu'elle est optimale depuis tout l'hémisphère sudUne déclinaison maximale de 50°S équivaut à une distance angulaire minimale du pôle céleste sud de 50°. Ce qui revient à dire qu'au sud de 50°S l'objet apparaît entièrement circumpolaire, tandis qu'au nord de 50°N l'objet n'est jamais entièrement visible..
La meilleure période pour observer le complexe se situe entre les mois de décembre et d'avril. Depuis l'hémisphère sud, la constellation des Voiles, ainsi que d'autres membres du Navire Argo, dominent le ciel d'été, avec les étoiles brillantes Sirius et Canopus.
Environnement galactique La Voie lactée en direction du VMR présente une superposition d'objets et de structures, tous approximativement alignés avec le plan galactique. Des situations de ce genre peuvent avoir tendance à gêner l'observation de grandes régions nébuleuses, en raison de la forte perturbation due au fort rayonnement de fond. L'objet dominant dans cette direction est la grande nébuleuse de Gum, qui s'étend sur environ et occupe également la partie sud de la constellation de la Poupe. Il s'agit d'une grande bulle en expansion probablement générée par l'explosion d'une ou plusieurs supernovae, dont l'une pourrait avoir été à l'origine un compagnon physique de l'étoile Naos (ζ Puppis). La distance du nuage est d'. Sur cette couche et sur les nuages du VMR se superposent les faibles filaments de la célèbre Vela (XYZ), un vestige de supernova situé à du soleil et donc placé au premier plan même par rapport à la nébuleuse de Gum elle-même.
Le complexe VMR se trouve au-delà de cette nébuleuse, à une distance comprise entre 700 et du soleil. Il est situé sur le bord intérieur du bras d'Orion, aligné avec la nébuleuse de Gum et correspondant à l'association Vela OB1. À des nuages centraux du complexe se trouve l'association Cr 121, visible en direction du Grand Chien. Cette association est physiquement liée à Canis Major OB1, une association OB étendue provenant de la région hébergeant le nuage connu sous le nom de nébuleuse de la Mouette. Cr 121 est associé à une gigantesque superbulle en expansion, appelée , probablement générée par l'explosion d'au moins trente supernovae, probablement situées juste à l'intérieur de cette association. La puissante onde de choc qui a été générée aurait frappé certaines des régions environnantes dans un rayon de , comme la nébuleuse de Gum, le complexe Monoceros R2 et probablement aussi le grand complexe d'Orion.
Les régions les plus éloignées du VMR sont situées à du soleil, et comprennent les nuages appelés VMR B et Gum 21. L'environnement galactique est le même que celui dans lequel se trouve le célèbre reste de supernova Puppis A. À du soleil, correspondant au bord extérieur du bras d'Orion, se trouve la grande région de Sh2-310, dans laquelle s'est formé l'amas massif ouvert NGC 2362.
Structure gauche|vignette|Carte de la région galactique du VMR Le VMR est un complexe nébuleux composé de plusieurs nuages moléculaires géants, disposés dans une sorte de concaténation orientée dans une direction . Le complexe doit son nom à une étude de 1991 analysant les émissions de CO. Cette structure semble être divisée en quatre régions principales, identifiées par les lettres A, B, C et D. Ces nuages, à l'exception de B, ont une masse d'environ et une distance d'. Le nuage B, en revanche, a une masse d'environ et, bien qu'il fasse apparemment partie de la concaténation, il se trouve à une distance beaucoup plus grande, , et fait probablement partie d'un complexe différent et indépendant par rapport aux trois autres.
Les deux structures les plus brillantes et les mieux observables sont VMR C et VMR D, la plus occidentale du VMR, visible juste au nord des faibles filaments de la nébuleuse Vela (XYZ). Au sein de ces nuages moléculaires géants, 27 nuages plus petits ont été identifiés grâce à des études d'émissions de C18O, dont le plus massif, dans la direction de VMR C, a une masse de , tandis que les plus petits varient de 100 à . Chacun de ces nuages contient en son sein des sources infrarouges, coïncidant avec autant de protoétoiles. Parmi les sources observées, 32 se trouvent dans ces nuages mineurs, tandis que 45 semblent dispersées à l'extérieur d'eux, ce qui indique que ces sources sont principalement concentrées dans les petits amas nébuleux, où se produisent également la plupart des phénomènes de formation d'étoiles du complexe.
Les quatre plus grands nuages du VMR sont associés à une vingtaine de jeunes amas ouverts, dont au moins 14 font partie des complexes situés à (A, C et D) : parmi ceux-ci, se distingue le bien connu NGC 2547, composé d'environ 700 étoiles, dont certaines sont très jeunes, et Cr 197, visible en direction du nuage VMR D et composé de 25 étoiles très jeunes. Les composants nébuleux les plus brillants du complexe A-C-D sont catalogués comme Gum 14 (RCW 27), qui comprend NGC 2626 lui-même, et Gum 15 (RCW 32). Le premier, lié notamment au nuage VMR D, apparaît ionisé par la géante bleue , partie de la jeune association connue sous le nom de Ru 64, à laquelle s'ajoutent et , toutes deux de classe spectrale B et physiquement liées à l'association. Gum 15 est en revanche ionisée par les composants de l'amas Cr 197 et en particulier par l'étoile bleue . La région de formation d'étoiles qu'ils constituent ensemble est désignée . D'autres études indiquent cependant une distance d' seulement pour Gum 15.
Le nuage VMR B, situé à dans une zone éloignée et périphérique du bras d'Orion, est lié à l'association Vela OB1 et aux régions H II Gum 21 et Gum 18 (RCW 35). Gum 21 fait probablement partie d'une nébuleuse en forme d'anneau étendue entourant l'étoile Wolf-Rayet WR 14, tandis que Gum 18, ionisée par l'étoile bleue , se trouve plutôt au milieu de l'association Vela OB1.
Selon certains scientifiques, la séquence de phénomènes de formation d'étoiles dans le nuage VMR D trouve son origine dans une région située dans la partie sud-ouest du complexe, où sont observés les composants les plus massifs des premières classes spectrales (O et B) et quelques nuages moléculaires dispersés. Cette région est située dans la partie sud du nuage D et a hébergé les premiers phénomènes génératifs il y a 10 à . Par la suite, les phénomènes, à la fois dus à l'expansion d'une bulle provoquée par le vent stellaire des jeunes étoiles chaudes, et probablement dus à l'action du rayonnement de ces étoiles elles-mêmes, se sont étendus aux régions Gum 14 et peut-être Gum 17Selon certaines études, le nuage Gum 17 ne fait pas partie du VMR, voir la section sur VMR C., où plusieurs populations d'étoiles T Tauri sont observées. Ces phénomènes se sont finalement étendus au nuage C et en particulier à l'association Gum 20 et Vela R2, dont l'âge est estimé entre quelques centaines de milliers d'années et quelques millions d'années.
Phénomènes de formation d'étoiles Les nuages du VMR sont des sites de formation intense d'étoiles, comme le démontre la présence de nombreuses sources IRAS, dont les caractéristiques spectrales sont similaires à celles des jeunes objets stellaires, ainsi que par la présence de quelques jeunes amas encore profondément enveloppés de gaz. La concentration la plus élevée de ces sources se situe dans le nuage C. Ces sources infrarouges, distribuées notamment au sein des petits nuages moléculaires les plus denses situés dans les quatre grands complexes, seraient associées en particulier aux protoétoiles de classe I, principalement les étoiles T Tauri.
Nuage moléculaire des Voiles A (VMR A) Le nuage A du VMR occupe la position la plus au sud-est du système, au sud de λ Velorum. Parmi les sources infrarouges coïncidant avec les étoiles de classe I, seules 5 se trouvent dans ce nuage, qui apparaît donc comme le moins actif du point de vue de la formation d'étoiles. Le nuage brillant le plus visible appartenant à VMR A est catalogué comme RCW 41. il a une apparence irrégulière et contient en son sein le jeune amas , composé de 62 étoiles massives de classe spectrale B visibles dans l'infrarouge. La principale source associée à l'amas est , également identifiée comme une radiosource et parfois rapportée comme associée à un maser CO : c'est une étoile très chaude de classe spectrale B, qui est également l'une des principales responsables de l'ionisation des gaz du nuage. Cet objet est situé dans le corps central de l'amas. A cela s'ajoute une seconde étoile, située dans un sous-amas faisant partie du précédent.