sh2-157
Sh2-157 · Lobster Claw Nebula — a Wolf–Rayet star, a bubble and the stellar nursery NGC 7538 in the Perseus Arm
Three degrees of Cassiopeia, containing three very different ways in which massive stars reshape their surroundings. On the left, Sh2-157, the Lobster Claw Nebula, fills a third of the image: red hydrogen emission on the outside, a blue-green cavity within. The compact Bubble Nebula NGC 7635 sits at upper right, the brilliant white stellar nursery NGC 7538 at lower right, with the broad Hα field Sh2-161 surrounding both. Gaia parallaxes of their stars place all three regions at around 3 kpc, or 10,000 light-years, in the Perseus Arm; at that distance, the field spans about 560 × 390 light-years. North is right, east is up.
The Lobster Claw is a cauldron of stellar winds. At the center of the blue-green cavity lies the young cluster Markarian 50, home to WR 157, a WN5 Wolf–Rayet star. It forms a close pair with the B supergiant HD 219460 A; the Gaia parallaxes of both components are between 0.32 and 0.34 milliarcseconds, corresponding to about 3 kpc. Its wind, traveling at several thousand kilometers per second, and its hard ultraviolet radiation explain the color pattern: close to the source, oxygen is doubly ionized and emits in the O III band, rendered blue-green here by the dual-band filter; farther out, where the radiation softens, red Hα dominates. Sh2-157 is therefore listed in the literature as a candidate ring nebula around WR 157. Two bright Hα ridges enclosing the cavity on either side form the “claw”; along the left edge lies the small, compact H II region Sh2-157 A, whose bright rim reveals a separate dense cloud core.
The Bubble is the same mechanism on a smaller scale — which makes it so sharply defined. NGC 7635 is an almost circular shell about three arcminutes, or a little over eight light-years, across, inflated by the wind of the O6.5 star BD+60 2522, with roughly 40 solar masses. The star is visibly off-center: the bubble expands into gas that becomes denser toward the bright nebular rim, slowing it on that side while it expands freely in the opposite direction. Sharpless cataloged the Bubble as Sh2-162 in 1959; the surrounding glow and its ionization fronts against the dark cloud LDN 1231 belong to the same molecular cloud.
NGC 7538 is the counterpart: here the stars are still forming. The small, brilliant white patch at lower right is one of the most active star-forming regions in the outer Milky Way. Behind the visible ionized gas lies an embedded cluster containing NGC 7538 IRS 1, a protostar with an estimated 30 solar masses that is still growing and has been studied using methanol masers. Those very masers yielded a distance of 2.65 kpc, one of the most precise in the entire field. What looks like a blown-out blob is where the exposure reaches a genuine wall of brightness — star formation itself remains hidden in the infrared.
Sharpless assigned five numbers here. Sh2-157 (the Claw), Sh2-158 (the gas around NGC 7538), Sh2-159 (the small knot between them), Sh2-161 (the large diffuse field to the north) and Sh2-162 (the Bubble). Together with the embedded cluster in NGC 7538, they belong to a connected complex in the Perseus Arm. The rich open star cluster M 52 at the upper right edge is considerably closer, at 1.7 kpc, and unrelated to the nebulae; NGC 7510, along the lower edge of the Claw, lies slightly behind them at 3.5 kpc.
Two easily overlooked details. Above and to the left of the Bubble are two fine, almost straight arcs in Hα light: the giant lobes of the planetary nebula KjPn 8, whose central core measures only four arcseconds, while its bipolar ejecta span 14 arcminutes. And about half a degree beyond the left edge of the image, level with its upper third, lies Cassiopeia A — the youngest known supernova remnant in the Milky Way. It is too small and faint for this image, but belongs to the same part of the sky and shows how the stories of WR 157 and BD+60 2522 will end.
What the color means. Red is Hα, blue-green is O III, both captured through a single dual-band filter in front of a Bayer color sensor; O III was extracted as the mean of the green and blue channels. The palette is a convention (HOO), not a measured line ratio, and the star colors are only as good as a narrowband exposure allows.
Where in the sky
The rectangle is this image's real field of view, with its measured rotation — not a symbol. Constellation figures and star positions come from SIMBAD.
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Crops
Lobster Claw
Sh2-157 as a whole — the Lobster Claw in Hα and O III
1.69° × 1.15°·23h 15m 28.49s +60° 09′ 43.5″
Bildfeld 101 × 69 Bogenminuten, bei 3 kpc etwa 290 × 195 Lichtjahre. Hier ist die Namensgebung am ehesten nachvollziehbar: Zwei rote Hα-Kämme fassen eine blaugrüne Höhle ein wie die Hälften einer Schere. Die Höhle ist kein Loch, sondern O-III-Leuchten — Sauerstoff, der nur nahe einer sehr heißen Quelle zweifach ionisiert bleibt. Diese Quelle ist der Wolf-Rayet-Stern WR 157 im Haufen Markarian 50, etwas rechts der Bildmitte.
Der kleine helle Knoten in der Mitte links ist Sh2-157 A, eine kompakte H-II-Region mit eigener Anregung; der kompakte rosa Fleck rechts oben gehört zu MWC 1080, einem jungen, massereichen Herbig-Be-Stern mit kleiner Begleitgruppe. Am unteren Rand rechts steht der offene Haufen NGC 7510, mit 3,5 kpc ein wenig hinter dem Nebel. Die feinen dunklen Fasern in der Höhle sind Staub, der vor dem O-III-Leuchten liegt — dieselbe Wolke, aus der Markarian 50 entstanden ist.
Bubble & KjPn 8
NGC 7635 and its surroundings — the Bubble, LDN 1231 and the arcs of KjPn 8
0.95° × 1.04°·23h 21m 36.02s +61° 04′ 31.2″
Bildfeld 57 × 63 Bogenminuten, bei 3 kpc etwa 160 × 180 Lichtjahre. Die Blase selbst ist die kleine runde Hülle unten in der Bildmitte; das umgebende rote Leuchten ist der eigentliche Nebel NGC 7635, in dem sie sitzt, mit hellen Ionisationskanten gegen die dunkle Wolke LDN 1231 rechts unten. Unter der Blase, am unteren Bildrand, schaut der kleine rosa Knoten von MWC 1080 herein.
Das Unauffälligste hier ist das Bemerkenswerteste: links oben stehen zwei feine, fast gerade Hα-Bögen. Das sind die Riesenkeulen von KjPn 8, einem planetarischen Nebel, dessen Kern nur vier Bogensekunden misst, dessen bipolare Auswürfe aber 14 Bogenminuten lang sind — entdeckt erst 1995, weil sie so schwach sind. Der ausgestoßene Sternenmantel liegt vermutlich deutlich vor der Blase, nach Entfernungsschätzungen um 1,6 kpc, und hat mit ihr physisch nichts zu tun; er steht nur in derselben Richtung.
Sh2-161 & NGC 7538
Sh2-161 and NGC 7538 — the broad Hα field to the north
1.26° × 1.32°·23h 15m 48.57s +61° 46′ 19.4″
Bildfeld 75 × 79 Bogenminuten, bei 3 kpc etwa 215 × 225 Lichtjahre. Das ausgedehnte rote Leuchten, das den ganzen Ausschnitt füllt, ist Sh2-161, die größte und diffuseste Sharpless-Region des Feldes: kein Schalenrand, keine Höhle, sondern weiträumig ionisierter Wasserstoff ohne deutlich markierte Anregungsquelle. Links oben schaut die Blase NGC 7635 herein, links unten der überstrahlte Kern von NGC 7538, am linken Rand in der Mitte der kleine Knoten Sh2-159.
Die dunklen Flecken rechts sind Staubwolken vor dem Leuchten: der schwarze, fliegende Fleck rechts der Mitte ist LDN 1229, die Schlieren am rechten Bildrand gehören zu LDN 1233 und dem Komplex TGU H699. Sie erscheinen schwarz, weil hier kein Hα hindurchkommt — dahinter ist der Himmel genauso rot wie daneben.
WR 157 & Mrk 50
Markarian 50 and WR 157 — the engine in the O III cavity
45.6′ × 34.6′·23h 14m 59.75s +60° 23′ 21.1″
Bildfeld 46 × 35 Bogenminuten, bei 3 kpc etwa 130 × 100 Lichtjahre. Der Ausschnitt legt die Höhle frei: Etwas rechts der Mitte steht die kleine Sterngruppe Markarian 50, und in ihr WR 157, ein Wolf-Rayet-Stern vom Typ WN5 mit einem B-Überriesen als Begleiter (zusammen HD 219460). Seine Gaia-Parallaxe von 0,32 Millibogensekunden setzt ihn auf etwa 3,1 kpc.
Die blaugrüne Farbe ist O III und markiert den Bereich, in dem die Strahlung des Sterns hart genug ist, um Sauerstoff zweifach zu ionisieren; die roten Kämme oben und unten sind die Hα-Fronten, an denen die Höhle auf dichteres Gas trifft. Die dunklen Fasern quer durch die Höhle sind Staubfäden vor dem Leuchten. Am linken Rand sitzt Sh2-157 A — im Bild nur ein heller Fleck, physisch eine eigene, kompakte H-II-Region mit eigenem Wolkenkern. Ein Wolf-Rayet-Stern ist eine kurze Phase: WR 157 hat seine Hülle bereits abgestoßen und wird in geologisch naher Zukunft als Supernova enden.
NGC 7538 & Sh2-159
NGC 7538 and Sh2-159 — the stellar nursery and its small neighbor
40.4′ × 31.8′·23h 14m 23.96s +61° 21′ 33.7″
Bildfeld 40 × 32 Bogenminuten, bei 2,65 kpc etwa 100 × 80 Lichtjahre. Rechts unten NGC 7538, im Sharpless-Katalog Sh2-158: eine der aktivsten Sternentstehungsregionen des äußeren Milchstraßenrands. Das sichtbare Weiß ist das ionisierte Gas an der Vorderseite einer Molekülwolke; die eigentliche Fabrik — ein eingebetteter Haufen mit dem etwa 30 Sonnenmassen schweren Protostern NGC 7538 IRS 1 — bleibt im sichtbaren Licht hinter Staub verborgen. Maser-Parallaxen ergaben für diese Region 2,65 kpc, eine der präzisesten Entfernungen im Feld.
Links oben der kleine Knoten Sh2-159, eine kompakte H-II-Region, die dieselbe Mischung aus Hα und ein wenig O III zeigt wie die Schere — nur in klein. Zwischen beiden liegt eine dunkle Bucht: dichter Staub, der das Leuchten dahinter abschirmt. Die grelle Überstrahlung von NGC 7538 ist kein Fehler des Stretchs, sondern ein echter Helligkeitssprung von mehr als zwei Größenordnungen gegenüber dem umgebenden Nebel.
Northern dust
Dust streaks along the northern edge — LDN 1233 and TGU H699
23.5′ × 56.9′·23h 15m 11.76s +62° 23′ 57.7″
Bildfeld 24 × 57 Bogenminuten, bei 3 kpc etwa 65 × 160 Lichtjahre. Hier gibt es kein Objekt im klassischen Sinn, sondern Absorption: Die schwarzen, gebogenen Schlieren sind dunkle Wolken aus dem Katalog von Lynds und Dobashi — LDN 1233 oben, Teile von TGU H699 in der Mitte und unten —, die vor dem großflächigen Hα-Leuchten von Sh2-161 stehen. Sie sind so scharf berandet, weil das Leuchten dahinter gleichmäßig ist und die Wolken es vollständig blockieren.
Solche Fetzen sind die Überbleibsel der Molekülwolke, aus der die Sterne des Feldes entstanden sind. Strahlung und Winde der O-Sterne haben das dünnere Gas ionisiert oder weggeblasen; übrig bleibt, was dicht genug war, sich zu halten. Ob in diesen Kernen noch Sterne entstehen, lässt sich im sichtbaren Licht nicht sehen — dafür braucht es Infrarot- oder Radiodaten.
Bubble Nebula
The Bubble — BD+60 2522 and its wind-blown shell
25.6′ × 21.1′·23h 20m 39.45s +61° 11′ 17.2″
Bildfeld 26 × 21 Bogenminuten, bei 3 kpc etwa 75 × 60 Lichtjahre. Die Blase selbst misst rund drei Bogenminuten, also gut acht Lichtjahre, und ist bei 2,2″ pro Pixel gerade eben als Hülle aufgelöst. Aufgeblasen wird sie vom Wind des O6.5-Sterns BD+60 2522 (rund 40 Sonnenmassen, Windgeschwindigkeit um 1.800 km/s), der sichtbar links der Mitte in ihr steht und nicht im Zentrum.
Die Versetzung ist die Geschichte der Blase: Sie wächst in eine Wolke hinein, die zur hellen Nebelkante hin dichter wird, und kommt dort langsamer voran als auf der offenen Seite. Wo sie auf das dichte Gas trifft, leuchtet die Ionisationsfront am hellsten. Die Blase ist damit ein sehr junges, sehr kleines Gegenstück zur Hummerschere links im Bild — dort hat ein noch heißerer Stern über längere Zeit eine hundert Lichtjahre große Höhle geschaffen. Den Vergleich beider Strukturen in einem Feld gibt es nur hier.
Acquisition and processing
Acquisition. One night, September 5–6, 2026, Friedrichsdorf. The ASIAIR plan was named “NGC 7635”, which is why the dataset carries the Bubble's name even though the field is centered on Sh2-157. William Optics RedCat 71 (349 mm) with a ZWO ASI2600MC Air on the AM5N, dual Hα/O III filter, gain 100, offset 50, sensor at −10 °C. 28 × 300 s were recorded between 23:32 and 02:05 CEST; seven frames were rejected in the quick review, and 21 entered the integration — 6,300 s, or 1 h 45 min.
Calibration and integration. WBPP in Final mode (sh2-157-duo-21x300s-flat20260829-v1): library master dark (50 darks, 300 s, gain 100, −10 °C), master flat from 20 × 10 ms taken on August 29, 2026 (spatial flat range 957 ADU, no saturation), master bias from 200 × 1 ms. LocalNormalization and PSF signal weighting, 21 of 21 frames integrated, QC PASS without warnings. The master's automatic crop yielded 6054 × 3953 pixels.
Image construction in PiMagic (v2.5-1036, Duo/HOO mode, explicit control profile). Two channels were extracted from the debayered master: Hα = R, O III = ½(G+B). Each channel received GradientCorrection (no DBE or GraXpert), plate solving against Gaia DR3 and SPCC with the OSC profile, BlurXTerminator in Enhance mode (nonstellar sharpening 0.90), Nuclear Stretch, NoiseXTerminator, StarXTerminator with a separate star layer, plus an S-curve and SCNR for star colors. O III was registered to Hα and both were combined into the HOO version; a second background correction of the composite was deliberately omitted because the channels had already been corrected. The output was a structured 32-bit layered file (…_str_32) delivered through the AstroMagic handoff.
Photoshop. The layers were adjusted in Photoshop 27.10 and exported through Camera Raw 18.6 as AVIF — 5316 × 3685 pixels, a Display P3 base image with an HDR gain map; the app measures a peak of about 2.9× SDR white. This AVIF is the exact file displayed and measured here.
Astrometry of this file. PixInsight ImageSolver 6.4.2 against Gaia DR3: 11,082 reference stars, residual error 0.96″, scale 2.2204″/pixel, field 3.279° × 2.273°, image center 23h 17m 32.8s +60° 57′ 25″, rotation +90.07° — north right, east up. The seven crops were converted to celestial coordinates using this exact solution and checked against SIMBAD before their descriptions were written.