Sh2-157 · Nébuleuse de la Pince de Homard — une étoile Wolf-Rayet, une bulle et la pouponnière NGC 7538 dans le bras de Persée

Trois degrés de Cassiopée, et trois façons très différentes dont les étoiles massives remodèlent leur environnement. À gauche, Sh2-157, la nébuleuse de la Pince de Homard, occupe un tiers de l’image : une lueur rouge d’hydrogène à l’extérieur, une cavité bleu-vert à l’intérieur. En haut à droite se trouve la petite Bulle NGC 7635, en bas à droite la pouponnière stellaire NGC 7538, d’un blanc éclatant, et autour des deux le vaste champ Hα Sh2-161. D’après les parallaxes Gaia de leurs étoiles, les trois régions se situent à environ 3 kpc, soit 10 000 années-lumière, dans le bras de Persée ; le champ couvre à cette distance quelque 560 × 390 années-lumière. Le nord est à droite, l’est en haut.

La Pince de Homard est un chaudron de vents stellaires. Au centre de la cavité bleu-vert se trouve le jeune amas Markarian 50, avec WR 157, une étoile Wolf-Rayet de type WN5. Elle forme un couple serré avec la supergéante B HD 219460 A ; les parallaxes Gaia des deux composantes vont de 0,32 à 0,34 milliseconde d’arc, soit environ 3 kpc. Son vent de plusieurs milliers de kilomètres par seconde et son rayonnement ultraviolet très énergétique expliquent la répartition des couleurs : près de la source, l’oxygène est doublement ionisé et émet dans la bande O III, rendue ici en bleu-vert par le filtre à double bande ; plus loin, là où le rayonnement devient moins énergétique, le rouge Hα domine. Sh2-157 figure donc dans la littérature comme candidate au statut de nébuleuse annulaire autour de WR 157. La « pince » est formée de deux crêtes brillantes en Hα qui bordent la cavité de part et d’autre ; sur le bord gauche se trouve aussi la petite région H II compacte Sh2-157 A, dont le liseré lumineux révèle un noyau nuageux dense distinct.

La Bulle repose sur le même mécanisme en miniature — d’où ses contours si nets. NGC 7635 est une enveloppe presque circulaire d’environ trois minutes d’arc, soit un peu plus de huit années-lumière de diamètre, gonflée par le vent de l’étoile O6.5 BD+60 2522, d’environ 40 masses solaires. L’étoile est visiblement décentrée : la bulle se dilate dans un gaz qui devient plus dense vers le bord lumineux de la nébuleuse ; elle y ralentit, tandis qu’elle progresse librement de l’autre côté. Sharpless a catalogué la Bulle en 1959 sous le nom Sh2-162 ; la lueur environnante, avec ses fronts d’ionisation contre le nuage sombre LDN 1231, appartient au même nuage moléculaire.

NGC 7538 est le pendant : ici, les étoiles sont encore en formation. La petite tache d’un blanc éclatant en bas à droite est l’une des régions de formation stellaire les plus actives de la Voie lactée externe. Derrière le gaz ionisé visible se cache un amas enfoui, contenant NGC 7538 IRS 1, une protoétoile estimée à 30 masses solaires, encore en croissance et étudiée grâce à des masers de méthanol. Ces masers ont précisément fourni, avec 2,65 kpc, l’une des distances les plus précises de tout le champ. Ce qui ressemble à une tache surexposée est l’endroit où l’exposition bute sur un véritable mur de luminosité — la formation stellaire elle-même reste cachée dans l’infrarouge.

Sharpless a attribué cinq numéros à cette région. Sh2-157 (la Pince), Sh2-158 (le gaz autour de NGC 7538), Sh2-159 (le petit nœud entre les deux), Sh2-161 (le grand champ diffus au nord) et Sh2-162 (la Bulle). Avec l’amas enfoui de NGC 7538, ils appartiennent à un complexe continu du bras de Persée. Le riche amas ouvert M 52, au bord supérieur droit de l’image, se trouve en revanche nettement devant, à 1,7 kpc, sans lien avec les nébuleuses ; NGC 7510, au bord inférieur de la Pince, est légèrement en arrière, à 3,5 kpc.

Deux détails faciles à manquer. Au-dessus et à gauche de la Bulle se dessinent deux arcs Hα fins, presque rectilignes : les lobes géants de la nébuleuse planétaire KjPn 8, dont le noyau ne mesure que quatre secondes d’arc, mais dont les éjections bipolaires s’étendent sur 14 minutes d’arc. Et à environ un demi-degré au-delà du bord gauche de l’image, à hauteur de son tiers supérieur, se trouve Cassiopée A — le plus jeune rémanent de supernova connu de la Voie lactée. Il est trop petit et trop faible pour cette image, mais appartient à la même région du ciel et montre comment se terminera l’histoire de WR 157 et de BD+60 2522.

Ce que signifie la couleur. Le rouge correspond à Hα, le bleu-vert à O III, tous deux captés à travers un seul filtre à double bande devant un capteur couleur à matrice de Bayer ; O III a été extrait de la moyenne des canaux vert et bleu. La palette est une convention (HOO), pas un rapport de raies mesuré, et les couleurs des étoiles restent tributaires des limites d’une prise de vue en bande étroite.