sh2-157
Sh2-157 · Hummerscheren-Nebel — ein Wolf-Rayet-Stern, eine Blase und die Sternfabrik NGC 7538 im Perseus-Arm
Drei Grad Cassiopeia, und in ihnen drei sehr verschiedene Arten, wie massereiche Sterne ihre Umgebung umbauen. Links füllt Sh2-157, der Hummerscheren-Nebel, ein Drittel des Bildes: außen rotes Wasserstoffleuchten, innen eine blaugrüne Höhle. Rechts oben sitzt die kompakte Blase NGC 7635, rechts unten die grellweiße Sternfabrik NGC 7538, und um beide herum das flächige Hα-Feld Sh2-161. Alle drei Regionen liegen nach den Gaia-Parallaxen ihrer Sterne bei rund 3 kpc oder 10.000 Lichtjahren im Perseus-Arm; das Bildfeld spannt dort etwa 560 × 390 Lichtjahre auf. Norden ist rechts, Osten oben.
Die Hummerschere ist ein Windkessel. Im Zentrum der blaugrünen Höhle steht der junge Sternhaufen Markarian 50 mit WR 157, einem Wolf-Rayet-Stern vom Typ WN5. Er bildet mit dem B-Überriesen HD 219460 A ein enges Paar; die Gaia-Parallaxe beider Komponenten liegt bei 0,32 bis 0,34 Millibogensekunden, also etwa 3 kpc. Sein Wind von einigen tausend Kilometern pro Sekunde und seine harte UV-Strahlung erklären die Farbaufteilung: Nahe der Quelle ist der Sauerstoff zweifach ionisiert und leuchtet im O-III-Band, das der Duo-Band-Filter hier blaugrün abbildet; weiter außen, wo die Strahlung weicher wird, dominiert rotes Hα. Sh2-157 wird deshalb in der Literatur als Ringnebel-Kandidat um WR 157 geführt. Die „Schere“ entsteht aus zwei hellen Hα-Kämmen, die die Höhle links und rechts einfassen; am linken Rand sitzt zusätzlich die kleine, kompakte H-II-Region Sh2-157 A, deren helle Kante einen eigenen, dichten Wolkenkern verrät.
Die Blase ist derselbe Mechanismus im Kleinen — und deshalb so scharf. NGC 7635 ist eine fast kreisrunde Hülle von rund drei Bogenminuten, also gut acht Lichtjahren Durchmesser, aufgeblasen vom Wind des O6.5-Sterns BD+60 2522 mit rund 40 Sonnenmassen. Der Stern steht sichtbar nicht in der Mitte: Die Blase expandiert in ein Gas, das zur hellen Nebelkante hin dichter wird, und bleibt dort zurück, während sie auf der Gegenseite frei ausläuft. Sharpless führte die Blase 1959 als Sh2-162; das umgebende Leuchten mit den Ionisationsfronten gegen die dunkle Wolke LDN 1231 gehört zu derselben Molekülwolke.
NGC 7538 ist das Gegenstück: Hier entstehen die Sterne noch. Der kleine grellweiße Fleck rechts unten ist eine der aktivsten Sternentstehungsregionen des äußeren Milchstraßenrands. Hinter dem sichtbaren ionisierten Gas steckt ein eingebetteter Haufen, und darin NGC 7538 IRS 1, ein Protostern von schätzungsweise 30 Sonnenmassen, der noch im Aufbau ist und über Methanol-Maser vermessen wurde. Genau diese Maser lieferten mit 2,65 kpc eine der genauesten Entfernungen im ganzen Feld. Was im Bild wie ein überstrahlter Klecks aussieht, ist die Stelle, an der die Belichtung an einer echten Helligkeitswand endet — die Sternentstehung selbst bleibt im Infraroten verborgen.
Sharpless zählte hier fünf Nummern. Sh2-157 (die Schere), Sh2-158 (das Gas um NGC 7538), Sh2-159 (der kleine Knoten zwischen beiden), Sh2-161 (das große diffuse Feld im Norden) und Sh2-162 (die Blase). Zusammen mit dem eingebetteten Haufen von NGC 7538 gehören sie zu einem zusammenhängenden Komplex des Perseus-Arms. Der reiche offene Sternhaufen M 52 am oberen rechten Bildrand liegt mit 1,7 kpc dagegen deutlich davor und hat mit den Nebeln nichts zu tun; NGC 7510 am unteren Rand der Schere steht mit 3,5 kpc etwas dahinter.
Zwei Dinge, die man leicht übersieht. Links oberhalb der Blase stehen zwei feine, fast gerade Bögen im Hα-Licht: die Riesenkeulen des planetarischen Nebels KjPn 8, dessen eigentlicher Kern nur vier Bogensekunden misst, dessen bipolare Auswürfe aber 14 Bogenminuten überspannen. Und rund einen halben Grad jenseits des linken Bildrands, auf Höhe des oberen Bilddrittels, liegt Cassiopeia A — der jüngste bekannte Supernova-Überrest der Milchstraße. Er ist zu klein und zu schwach für dieses Bild, aber er gehört zur selben Gegend und zeigt, wie die Geschichte von WR 157 und BD+60 2522 enden wird.
Was die Farbe bedeutet. Rot ist Hα, blaugrün ist O III, beides aus einem einzigen Duo-Band-Filter vor einem Bayer-Farbsensor; O III wurde aus dem Mittel von Grün- und Blaukanal gewonnen. Die Palette ist eine Konvention (HOO), kein gemessenes Linienverhältnis, und die Sternfarben sind nur so gut, wie sie eine Schmalbandaufnahme hergibt.
Wo am Himmel
Das Rechteck ist das echte Bildfeld dieser Aufnahme, mit gemessener Drehung — kein Symbol. Die Sternbildfigur und die Sternpositionen stammen aus SIMBAD.
In dieser Region liegen 7 Einträge auf 30° — ein Klick auf ein Feld wechselt dorthin.
Ausschnitte
Hummerschere
Sh2-157 im Ganzen — die Hummerschere aus Hα und 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.
Blase & KjPn 8
NGC 7635 und sein Umfeld — die Blase, LDN 1231 und die Bögen von 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 und NGC 7538 — das flächige Hα-Feld im Norden
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 und WR 157 — der Motor in der O-III-Höhle
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 und Sh2-159 — die Sternfabrik und ihr kleiner Nachbar
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.
Staub im Norden
Staubschlieren am Nordrand — LDN 1233 und 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.
Blasennebel
Die Blase — BD+60 2522 und sein Windschild
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.
Aufnahme und Bearbeitung
Aufnahme. Eine Nacht, der 5./6. September 2026, Friedrichsdorf. Der ASIAIR-Plan hieß „NGC 7635“, daher trägt der Datensatz den Namen der Blase, obwohl das Feld auf Sh2-157 zentriert ist. William Optics RedCat 71 (349 mm) mit ZWO ASI2600MC Air auf der AM5N, Duo-Hα/O-III-Filter, Gain 100, Offset 50, Sensor auf −10 °C. Aufgenommen wurden 28 × 300 s zwischen 23:32 und 02:05 MESZ; sieben Frames wurden im Schnellreview aussortiert, 21 gingen in die Integration — 6.300 s oder 1 h 45 min.
Kalibration und Integration. WBPP im Final-Modus (sh2-157-duo-21x300s-flat20260829-v1): Master-Dark aus der Bibliothek (50 Darks, 300 s, Gain 100, −10 °C), Master-Flat aus 20 × 10 ms vom 29. August 2026 (Flat-Raumspanne 957 ADU, keine Sättigung), Master-Bias aus 200 × 1 ms. LocalNormalization und PSF-Signal-Gewichtung, 21 von 21 Frames integriert, QC PASS ohne Warnungen. Der Autocrop des Masters ergab 6054 × 3953 Pixel.
Bildaufbau in PiMagic (v2.5-1036, Duo/HOO-Modus, explizites Steuerprofil). Aus dem debayerten Master wurden zwei Kanäle gezogen: Hα = R, O III = ½(G+B). Je Kanal GradientCorrection (kein DBE, kein GraXpert), Plate-Solve gegen Gaia DR3 und SPCC mit dem OSC-Profil, BlurXTerminator im Enhance-Modus (Nicht-Stern-Schärfung 0,90), Nuclear Stretch, NoiseXTerminator, StarXTerminator mit Sternebene sowie eine S-Kurve und SCNR für die Sternfarben. O III wurde auf Hα registriert und beide zur HOO-Fassung kombiniert; eine zweite Hintergrundkorrektur am Komposit entfällt bewusst, weil die Kanäle schon korrigiert sind. Ausgabe war eine strukturierte 32-Bit-Ebenendatei (…_str_32) über den AstroMagic-Handoff.
Photoshop. Die Ebenen wurden in Photoshop 27.10 abgestimmt und über Camera Raw 18.6 als AVIF exportiert — 5316 × 3685 Pixel, Display-P3-Basisbild mit HDR-Gain-Map; die App misst rund 2,9× SDR-Weiß als Spitze. Dieses AVIF ist die Datei, die hier gezeigt und vermessen wird.
Astrometrie dieser Datei. PixInsight ImageSolver 6.4.2 gegen Gaia DR3: 11.082 Referenzsterne, Restfehler 0,96″, Maßstab 2,2204″/Pixel, Feld 3,279° × 2,273°, Bildmitte 23h 17m 32,8s +60° 57′ 25″, Drehung +90,07° — Norden rechts, Osten oben. Die sieben Ausschnitte wurden über genau diese Lösung in Himmelskoordinaten übersetzt und mit SIMBAD abgeglichen, bevor ihre Texte entstanden.