La nébuleuse de la Mouette (également connue sous le nom de Gum 2, parfois appelée à tort IC 2177) est une nébuleuse diffuse visible à la frontière entre les constellations du Grand Chien et de la Licorne.
La nébuleuse est située à environ au nord-est de l'étoile Sirius et s'étend sur dans une direction NNE-SSW, dans une zone très riche en étoiles bleues chaudes de génération récente, faisant partie de l'association stellaire Canis Major OB1, à laquelle on a initialement attribué l'acronyme Canis Major R1 en raison de la présence de nombreuses nébuleuses par réflexion. On peut également l'apercevoir avec de bonnes jumelles, où elle apparaît, surtout en vision détournée, comme un léger halo allongé. Sa forme, bien visible dans les grands télescopes, suggère la silhouette d'une mouette en vol, d'où son nom propre.
D'un point de vue astronomique, l'objet est une vaste région H II dans laquelle la formation d'étoiles est active, comme en témoigne la présence de nombreuses sources infrarouges et X associées à des étoiles jeunes ou en formation. Dans ses environs, on peut observer un grand nombre d'autres petites nébuleuses, dont certaines sont des nébuleuses par réflexion, souvent reconnaissables à leur couleur bleutée. Il existe également quelques amas ouverts dans la région, comme NGC 2353.
À l’est de ce complexe nébuleux, on peut en observer un autre, moins étendu, connu sous le nom de LBN 1036. Les deux font partie du même complexe de nébuleuses moléculaires, dont la forme est due à l'explosion d'une supernova survenue il y a environ . Le complexe s'étend sur .
Observation La nébuleuse de la Mouette est située dans la partie nord du Grand Chien, à la frontière avec la Licorne, sur le bord sud-ouest de la traînée lumineuse de la Voie lactée. Sa position est facilement identifiable grâce à la présence de θ Canis Majoris, une géante orange de magnitude , visible quant à elle au NNE de la brillante Sirius. À partir de cette étoile, il suffit de se déplacer d'environ dans la direction ENE, jusqu'à atteindre une zone du ciel riche en petits amas ouverts, facilement distinguables même avec de bonnes jumelles. La nébuleuse apparaît comme une longue traînée brillante et très faible, visible même avec un télescope amateur de puissance moyenne, comme un 140 mm. Certaines parties du nuage sont légèrement plus claires, comme la partie nord-ouest, cataloguée vdB 93 et représentant la « tête » de la mouette. Sur les photographies astronomiques, elle apparaît comme une structure s'étendant sur plus de , principalement dans la direction nord-sud, entourée de plusieurs autres petites nébuleuses, notamment des nébuleuses par réflexion, et du complexe LBN 1036, plus petit et visible vers l'est, qui fait partie de la même régionUne déclinaison de 11°S équivaut à une distance angulaire du pôle céleste sud de 79°. Ce qui revient à dire qu'au sud de 79°S l'objet apparaît circumpolaire, tandis qu'au nord de 79°N l'objet ne s'élève jamais..
La nébuleuse est visible dans le ciel du soir, particulièrement entre décembre et avril. Depuis les régions de l'hémisphère nord, elle n'apparaît pas très haut sur l'horizon sud, en particulier dans les régions les plus septentrionales et proches du cercle polaire arctique, où elle apparaît près de l'horizon. Depuis l'hémisphère sud, elle apparaît légèrement plus haut, à la même latitude, se montrant à son zénith dans la ceinture tropicale sud et circumpolaire aux latitudes antarctiques.
En raison du phénomène connu sous le nom de précession des équinoxes, les coordonnées célestes des étoiles et des constellations peuvent varier considérablement, en fonction de leur distance par rapport aux pôles nord et sud de l'écliptique. En particulier, cette nébuleuse sera située d'ici à une forte déclinaison sud et sera invisible depuis une grande partie du ciel de l'hémisphère nord.
Environnement galactique La nébuleuse de la Mouette et ses amas associés sont situés sur le bord extérieur du bras d'Orion, à une distance d' du système solaire. À seulement du centre de la Voie lactée se trouve le bord intérieur du bras de Persée, avec la nébuleuse de la Rosette et l'association Monoceros OB2. L'espace entre ces deux complexes nébuleux est occupé par la zone inter-bras, une région pauvre en gaz interstellaire et donc aussi en phénomènes de formation d'étoiles, ce qui est la raison de l'absence d'étoiles de grande masse et de la faible luminosité de tous les espaces inter-bras en général, qui contiennent principalement des étoiles de faible masse.
À en direction du système solaire se trouvent deux autres grands complexes de nébuleuses moléculaires, dont le plus proche est Monoceros R2, connu pour ses nébuleuses par réflexion, tandis que le plus éloigné est le complexe Monoceros OB1, qui comprend l'amas de l'Arbre de Noël et la célèbre nébuleuse du Cône. Dans les deux complexes, des phénomènes de formation d'étoiles multi-cycles ont lieu, dont le plus ancien a donné naissance aux étoiles massives observables autour des deux complexes eux-mêmes.
À du soleil, à une latitude galactique plus au sud, se trouve la région de la nébuleuse d'Orion, dominée par les deux complexes nébuleux d'Orion A et Orion B et la nébuleuse d'Orion elle-même, qui comprend également la région Lambda Orionis et certaines des régions périphériques du complexe, telles que les filaments de gaz et les petites régions où la formation d'étoiles est active.
À du soleil, en suivant le bord extérieur du bras d'Orion, se trouve la grande nébuleuse Sh2-310, une région d'hydrogène ionisé dans laquelle les principaux phénomènes de formation d'étoiles ont déjà eu lieu, générant le grand amas NGC 2362.
Structure La nébuleuse de la Mouette a une forme arquée avec la cavité ouverte vers l'est. Il s'agit d'une région d'hydrogène ionisé très allongée dans la direction nord-sud et qui constitue la partie la plus brillante d'un complexe de nébuleuses moléculaires non illuminées qui comprend les régions sombres LDN 1657 et LDN 1658, situées respectivement à l'ouest et à l'est du nuage lumineux. Associées à ce nuage se trouvent un grand nombre de nébuleuses par réflexion, physiquement liées au complexe et illuminées par les étoiles bleues et chaudes de l'association CMa OB1. Ces nébuleuses par réflexion présentent de fortes émissions dans l'infrarouge, en particulier à proximité de certaines des étoiles les plus massives de l'association, telles que , et . Certaines étoiles des nébuleuses par réflexion présentent des disques protoplanétaires.
La nébuleuse est composée de deux plus grandes concentrations nébuleuses : la plus grande correspond à la longue traînée brillante qui s'étend sur environ et est cataloguée comme Sh2-296, tandis que la seconde, plus petite mais plus brillante, coïncide avec Sh2-292, c'est-à-dire la « tête » de la nébuleuse de la Mouette. Les deux régions nébuleuses présentent également des émissions distinctes de CO. La masse totale du nuage moléculaire est d'environ , tandis que son extension physique est d'Blitz, L. (1980), in Giant molecular Clouds in the Galaxy, eds. M. G. Edmunds and P.M. Solomon, p. 211. La structure principale, Sh2-296, a une forme arquée, correspondant à une bulle dans laquelle l'association CMa OB1 est enfermée. Les principales sources d'ionisation du gaz seraient quatre des étoiles les plus brillantes de l'association, dont l'étoile bleue . Sh2-292 apparaît plutôt comme un nuage d'environ , situé à l'ouest du précédent. Le gaz qu'il contient est en partie ionisé et en partie éclairé par réflexion due au rayonnement provenant notamment de , une géante bleue extrêmement jeune et massive aux fortes émissions, qui est jumelée à une étoile plus petite entourée d'un disque protoplanétaire, qui suit une orbite très excentrique autour d'elle.
Perpendiculairement au plan galactique, correspondant à la nébuleuse de la Mouette, se trouve un très long et faible filament de Hα, qui s'étend sur environ de longueur (équivalent à plusieurs centaines d'années-lumière) et d'épaisseur, non détectable à des longueurs d'onde autres que Hα. La forme et la vitesse radiale de la structure suggèrent qu’elle provient de l’association CMa OB1. Cependant, pour justifier la persistance de l'ionisation de ces gaz expulsés sous forme de jet, il aurait fallu que son expulsion elle-même se produise à une vitesse bien supérieure à celle observée, ce qui aurait signifié à son tour un âge plus récent du jet. L’écart peut s’expliquer si une autre étoile proche maintenait l’ionisation du gaz. Cependant, aucune étoile ionisante n’est connue pour cette structure. L’origine de cette structure reste donc encore incomplètement identifiée.
En étudiant la distance de 44 étoiles appartenant à l'association, il a été possible d'estimer la distance du complexe nébuleux. De cette étude est ressortie une valeur de . Grâce à l'étude photométrique d'un double échantillon d'étoiles, la valeur d'incertitude sur l'estimation précédente a été réduite, indiquant une distance de . D'autres études tendent au contraire à réduire légèrement la distance, indiquant une valeur de . En général, une estimation moyenne acceptable de la distance à la nébuleuse et à ses étoiles associées équivaut à une valeur d'.
Phénomènes de formation d'étoiles On pense que la majeure partie de la formation d’étoiles dans la région de la nébuleuse de la Mouette a été provoquée par l’explosion d’une supernova. Cette hypothèse est appuyée par plusieurs indices : tout d'abord par la forme semi-circulaire clairement visible lors de l'observation de la nébuleuse de la Mouette et de sa voisine LBN 1036, qui forment deux côtés d'une cavité ouverte du côté sud d'un diamètre d'environ . L'absence d'étoiles brillantes à l'intérieur de cette structure de bulle et, enfin, la preuve de l'expansion de la bulle elle-même, composée d'hydrogène neutre et clairement observable sur les cartes dessinées à cette longueur d'onde. A cela s'ajoute la présence d'une étoile fugitive, appelée , faisant partie de l'association CMa OB1, qui était probablement située à proximité de l'étoile explosée, ou y était peut-être physiquement liée. L'événement aurait eu lieu il y a environ , ce qui rend compatible le scénario selon lequel une bonne partie des étoiles de la région, apparues il y a environ , se seraient formées à la suite de cet événement. Selon d'autres études, en réalité, seule une petite partie des étoiles observées se serait formée à la suite de l'explosion, constituant seulement un deuxième cycle de formation d'étoiles, tandis que le premier, plus intense, remonterait à une période antérieure. De plus, l'estimation initiale de l'âge de la bulle provoquée par la supernova a été déplacée à , à la suite de l'analyse des données obtenues grâce au satellite Hipparcos, qui a révélé l'existence d'une deuxième étoile échappée, cataloguée .
Les études dans l'infrarouge et dans la bande 13CO nous ont permis d'identifier 115 sources en direction de ce complexe, coïncidant avec autant de jeunes objets stellaires, également identifiés par IRAS. Parmi celles-ci, 100 appartiennent physiquement à la région de la nébuleuse de la Mouette, tandis que les 15 restantes sont situées dans des régions plus éloignées, à plus de et ne sont donc pas physiquement liées au complexe.