Die Seifenblase am Rande der Ewigkeit: Ein Porträt des Blasennebels NGC 7635

Einleitung: Eine Geisterhafte Sphäre im Sternbild Kassiopeia

In den Tiefen des Weltraums, in einer Entfernung, die unsere Vorstellungskraft übersteigt, schwebt eine der ätherischsten und zugleich trügerischsten Erscheinungen des Kosmos: der Blasennebel. Auf Bildern des Hubble-Weltraumteleskops erscheint er als eine fast perfekte, geisterhafte Sphäre aus leuchtendem Gas, so zart und vergänglich wie eine Seifenblase im Wind.¹ Diese Erscheinung von Zerbrechlichkeit steht jedoch in krassem Widerspruch zu der unvorstellbaren Kraft, die für ihre Entstehung verantwortlich ist. Der Nebel ist kein stilles Relikt, sondern das sichtbare Schlachtfeld eines kosmischen Orkans, angetrieben von einem der gewaltigsten stellaren Motoren in unserer galaktischen Nachbarschaft. Dieses Porträt enthüllt die wahre Natur dieses kosmischen Juwels und erzählt die Geschichte von seiner Entdeckung bis zu seinem unausweichlichen, dramatischen Ende.

Offiziell als NGC 7635 katalogisiert, trägt der Nebel auch die Bezeichnungen Sharpless 162 (Sh2-162) und Caldwell 11.³ Er befindet sich im markanten nördlichen Sternbild Kassiopeia, das am Nachthimmel leicht als “W” oder “Himmels-W” zu erkennen ist.⁶ In unmittelbarer Nähe des Nebels liegt der offene Sternhaufen Messier 52 (M52), was ihn zu einem beliebten Ziel für Amateurastronomen macht, die versuchen, beide Objekte in einem einzigen Blickfeld zu erfassen.³

Die Entdeckung von NGC 7635 geht auf den November 1787 zurück, als der renommierte britische Astronom William Herschel sein Teleskop auf diesen Himmelsabschnitt richtete.³ Herschel, der auch den Planeten Uranus entdeckte, war von der runden, planetenähnlichen Erscheinung solcher Objekte fasziniert und prägte den Begriff “planetarischer Nebel”.⁹ Lange Zeit wurde auch der Blasennebel fälschlicherweise dieser Kategorie zugeordnet, die eigentlich die abgestoßenen Hüllen sterbender, sonnenähnlicher Sterne beschreibt.⁹ Doch die moderne Astrophysik hat gezeigt, dass die Natur von NGC 7635 grundlegend anders ist. Es handelt sich nicht um das Grab eines Sterns, sondern um eine sogenannte H-II-Region – eine riesige Wolke aus ionisiertem Wasserstoff, die von einem jungen, extrem massereichen und noch sehr lebendigen Stern zum Leuchten angeregt wird.³ Diese Korrektur ist mehr als eine historische Fußnote; sie illustriert den wissenschaftlichen Prozess, bei dem Beobachtung, Klassifizierung und ein tieferes physikalisches Verständnis unsere Sicht auf das Universum kontinuierlich verfeinern.

Die schiere Größe und Entfernung des Nebels sind atemberaubend. Sein Durchmesser wird auf sechs bis zehn Lichtjahre geschätzt – mehr als die doppelte Distanz von unserer Sonne zum nächsten Stern, Proxima Centauri.¹ Die genaue Entfernung von der Erde ist Gegenstand laufender Messungen, wobei die Schätzungen zwischen 7.100 und 11.300 Lichtjahren variieren.¹ Diese Unsicherheit ist kein Versäumnis, sondern ein Zeugnis für die immense Herausforderung, präzise Entfernungen über interstellare Weiten hinweg zu bestimmen. Der Blasennebel ist somit nicht nur ein Objekt von außergewöhnlicher Schönheit, sondern auch ein Laboratorium, das uns die fundamentalen Prozesse der Sternentwicklung und die dynamische Interaktion zwischen Sternen und ihrer Umgebung studieren lässt.

Das Herz des Sturms: Der Stern, der das Universum formt

Im Zentrum des Blasennebels, als treibende Kraft hinter seiner Existenz, befindet sich ein stellares Ungetüm: der Stern SAO 20575, auch bekannt als BD+60°2522.³ Dieser Stern ist der alleinige Protagonist in der dramatischen Entstehungsgeschichte des Nebels. Er ist ein extrem heißer, massereicher Stern vom Spektraltyp O, der zu den leuchtkräftigsten und kurzlebigsten Sternen des Universums gehört.¹ Mit einem geschätzten Alter von nur etwa vier Millionen Jahren ist er nach kosmischen Maßstäben ein Kleinkind, doch sein Leben verläuft im Zeitraffer.⁷

Die Masse dieses Sterns ist gewaltig. Während frühere Schätzungen von 10 bis 20 Sonnenmassen ausgingen, deuten neuere Daten des Hubble-Teleskops auf eine Masse von 40 bis 45 Mal der unserer Sonne hin.¹ Diese enorme Masse diktiert sein gesamtes Schicksal. Sie erzeugt in seinem Kern einen so hohen Druck und eine so hohe Temperatur, dass die Kernfusion mit rasender Geschwindigkeit abläuft. Die Folge sind extreme physikalische Eigenschaften, die unsere Sonne wie einen Zwerg erscheinen lassen. Seine Oberflächentemperatur beträgt glühende 37.500 Kelvin, und er strahlt mit der hunderttausend- bis millionenfachen Leuchtkraft der Sonne.¹⁵

Eine besonders faszinierende Eigenschaft von SAO 20575 ist seine Klassifizierung an der Grenze zwischen einem O-Stern und einem sogenannten Wolf-Rayet-Stern (WR-Stern). Wolf-Rayet-Sterne sind die nächste Evolutionsstufe für die massereichsten Sterne. Sie haben ihre äußere Wasserstoffhülle durch extrem starke Sternwinde bereits verloren und legen tiefere Schichten frei, die mit den Produkten der Kernfusion wie Helium, Stickstoff und Kohlenstoff angereichert sind.¹⁸ SAO 20575 zeigt genau diese charakteristischen, heftigen Sternwinde und hat bereits einen erheblichen Teil seiner ursprünglichen Masse verloren.⁹ Astronomen betrachten ihn daher als ein Übergangsobjekt, einen “Proto-Wolf-Rayet-Stern” oder einen Stern des Typs WNh: ein Gigant, der noch Wasserstoff in seinem Kern fusioniert, dessen intensive Strahlung aber bereits die äußeren Schichten weggeblasen und die darunter liegenden, prozessierten Elemente an der Oberfläche freigelegt hat.²⁰ Wir beobachten diesen Stern also in einem entscheidenden, flüchtigen und gewaltigen Transformationsprozess.

Um die extremen Eigenschaften dieses stellaren Motors zu veranschaulichen, ist ein direkter Vergleich mit unserer Sonne unerlässlich.

Tabelle 1: Der Riesenstern SAO 20575 im Vergleich zu unserer Sonne

Eigenschaft	SAO 20575 (BD+60°2522)	Unsere Sonne
Masse	ca. 45-mal die Sonnenmasse	1 Sonnenmasse
Radius	ca. 15-mal der Sonnenradius 16	1 Sonnenradius
Oberflächentemperatur	ca. 37.500 K 16	ca. 5.800 K
Leuchtkraft	ca. 400.000- bis 1.000.000-mal die der Sonne 15	1 Sonnenleuchtkraft
Verbleibende Lebenszeit	ca. 10–20 Millionen Jahre 7	ca. 5 Milliarden Jahre

Diese Tabelle macht die fundamentalen Unterschiede deutlich. Der Stern SAO 20575 lebt nach dem Prinzip “live fast, die young”. Seine immense Masse, die ihm seine unglaubliche Leuchtkraft verleiht, ist auch der Grund für seinen verschwenderischen Umgang mit Brennstoff und seine dramatisch verkürzte Lebensdauer. Es ist genau diese extreme Energieabgabe, die den Motor für die Entstehung des Blasennebels darstellt.

Ein Kosmischer Orkan: Die Geburt der Blase

Die Entstehung des Blasennebels ist ein direktes Resultat der extremen Physik seines Zentralsterns. Der Prozess wird von einem Phänomen angetrieben, das als “Sternwind” bekannt ist – ein kontinuierlicher Strom aus Gas und geladenen Teilchen, der von der Oberfläche des Sterns mit unvorstellbarer Wucht ins All geschleudert wird.³ Im Fall von SAO 20575 erreicht dieser Wind Geschwindigkeiten von über 4 Millionen Meilen pro Stunde, was fast 7 Millionen Kilometern pro Stunde oder rund 2.000 Kilometern pro Sekunde entspricht.¹ Dieser kosmische Orkan ist die bildhauerische Kraft, die die umgebende interstellare Materie formt.

Man kann sich diesen Prozess am besten mit der Analogie eines Schneepflugs vorstellen.¹ Während der Sternwind mit Überschallgeschwindigkeit nach außen strömt, trifft er auf das kältere, ruhende Gas und den Staub des interstellaren Mediums. Er fegt dieses Material vor sich her, verdichtet es und schiebt es zu einer dichten, expandierenden Hülle zusammen. Diese Hülle ist die sichtbare “Blase” des Nebels. Sie stellt eine Stoßfront dar, an der der extrem schnelle Sternwind abrupt auf das langsamere umgebende Medium prallt und seine kinetische Energie in Wärme umwandelt.¹

Die Sichtbarkeit des Nebels ist jedoch das Ergebnis eines zweistufigen Prozesses, einer Art kosmischen Doppelschlags. Während der Sternwind als kinetische Kraft die physische Struktur formt – der Bildhauer, der die Materie modelliert –, ist die intensive Strahlung des Sterns die energetische Kraft, die diese Struktur zum Leuchten bringt. Die enorme Menge an ultravioletter Strahlung, die von dem heißen O-Stern ausgeht, eilt dem Sternwind voraus und durchdringt die von ihm geformte Hülle.¹ Diese hochenergetische Strahlung reißt die Elektronen von den Atomen in der Gaswolke – hauptsächlich Wasserstoff – und ionisiert sie.⁶ Wenn diese Elektronen schließlich wieder von den Atomkernen eingefangen werden, geben sie Energie in Form von Licht spezifischer Wellenlängen ab. Dieser Prozess ist der Grund, warum der Blasennebel als “Emissionsnebel” oder “H-II-Region” klassifiziert wird; er leuchtet nicht, weil er Licht reflektiert, sondern weil er selbst Licht aussendet.³

Zusammenfassend lässt sich sagen, dass der Sternwind der Architekt und Bildhauer des Nebels ist, der die Materie zu einer Blase formt. Die Strahlung des Sterns ist der Künstler, der diese Skulptur mit leuchtenden Farben bemalt. Ohne den Wind gäbe es keine Blasenstruktur, und ohne die Strahlung bliebe diese Struktur dunkel und unsichtbar. Es ist das perfekte Zusammenspiel dieser beiden gewaltigen Kräfte, das das atemberaubende Schauspiel des Blasennebels hervorbringt.

Kollision der Welten: Warum die Blase nicht perfekt ist

Bei genauerer Betrachtung der berühmten Aufnahmen des Blasennebels fällt ein rätselhaftes Detail auf: Der mächtige Stern, der die Blase erzeugt, befindet sich nicht in deren geometrischem Zentrum. Stattdessen ist er deutlich versetzt, in der Hubble-Ansicht auf einer Position, die etwa “10 Uhr” entspricht.⁷ Diese Asymmetrie ist der Schlüssel zum Verständnis der komplexen Wechselwirkungen des Nebels mit seiner Umgebung und liefert den zentralen “Konflikt” in seiner Entstehungsgeschichte.

Die Lösung dieses Rätsels liegt nicht im Stern selbst, dessen Energieabgabe als weitgehend kugelsymmetrisch angenommen werden kann, sondern in der Beschaffenheit des Raumes, in den die Blase expandiert. Der Nebel befindet sich am Rande einer riesigen, kalten und dichten Molekülwolke.³ Diese Wolken sind die Geburtsstätten neuer Sterne und bestehen aus molekularem Wasserstoff und Staub, aber ihre Dichte ist alles andere als gleichmäßig. Sie sind klumpig und weisen Regionen mit stark unterschiedlicher Dichte auf.

Der Sternwind von SAO 20575 trifft auf diesen ungleichmäßigen Widerstand. In Richtungen, in denen das interstellare Medium dünner ist, kann sich der Wind relativ ungehindert ausbreiten, und die Blase dehnt sich schnell aus. Wo der Wind jedoch auf dichte, massive Klumpen der Molekülwolke trifft, wird seine Expansion gebremst oder sogar gestoppt.¹ Diese differenzielle Ausdehnung führt dazu, dass die Blase auf einer Seite “eingedellt” wird, was den Stern von seiner zentralen Position verschiebt. Die “unvollkommene” Form des Nebels ist also kein Makel, sondern eine sichtbare Karte der unsichtbaren Landschaft des interstellaren Raums. Jede Delle, jede Welle und jeder helle Grat an der Oberfläche der Blase ist die direkte Folge einer entsprechenden Dichteschwankung in der umgebenden Molekülwolke. Der Nebel zeichnet mit seinem eigenen Licht ein Bild seiner Umgebung.

Die sichtbarsten Folgen dieser Kollision sind die dramatischen Strukturen, die an der Grenzfläche zwischen der Blase und der dichten Wolke entstehen. Hier bilden sich helle, verdichtete Grate und säulenartige, fingerähnliche Strukturen aus Gas und Staub.¹ Diese Formationen erinnern stark an die berühmten “Säulen der Schöpfung” im Adlernebel und entstehen durch einen ähnlichen Prozess.¹ Sie sind das Ergebnis eines intensiven Kampfes zwischen den Kräften der Zerstörung und der Schöpfung. Die unerbittliche Strahlung des Sterns erodiert diese Säulen langsam von außen nach innen, ein Prozess, der als “Photoevaporation” bezeichnet wird.¹ Gleichzeitig verdichtet der Druck des Sternwindes das Gas in diesen Säulen.

Diese Zone ist ein faszinierendes Labor für die Astrophysik. Während der Stern die Molekülwolke im Großen und Ganzen zerstört und auflöst, könnte genau der Druck, den er ausübt, in den verdichteten Fragmenten die Bedingungen für die Entstehung einer neuen Generation von Sternen schaffen. Dieses Phänomen wird als “getriggerte Sternentstehung” bezeichnet. Der Blasennebel ist somit ein Ort, an dem kosmische Schöpfung und Zerstörung direkt nebeneinander stattfinden, angetrieben von ein und demselben massereichen Stern.

Mit Licht gemalt: Das Leuchten der Gase

Die atemberaubende Schönheit der Bilder des Blasennebels liegt in seiner reichen Farbpalette, die von tiefem Blau über leuchtendes Grün bis hin zu warmen Gelb- und Rottönen reicht. Diese Farben sind jedoch keine willkürliche künstlerische Wahl, sondern ein wesentliches wissenschaftliches Werkzeug. Die berühmten Aufnahmen von Teleskopen wie Hubble sind Falschfarbenbilder. Astronomen nehmen Bilder durch verschiedene Schmalbandfilter auf, von denen jeder nur das Licht einer ganz bestimmten Wellenlänge durchlässt, das von einem spezifischen chemischen Element in einem bestimmten Ionisationszustand emittiert wird. Anschließend wird jedem dieser gefilterten Bilder eine Farbe (typischerweise Rot, Grün oder Blau) zugewiesen und sie werden zu einem einzigen Kompositbild zusammengefügt.⁷

Durch die Entschlüsselung dieser Farbkodierung können Wissenschaftler die physikalischen Bedingungen und die chemische Zusammensetzung im gesamten Nebel kartieren:

• Blau wird typischerweise dem Licht von zweifach ionisiertem Sauerstoff ([O III]) zugeordnet. Um Sauerstoffatome in diesen Zustand zu versetzen, ist die höchste Energiemenge erforderlich. Blaue Regionen im Nebel sind daher die heißesten und befinden sich am nächsten am energiereichen Zentralstern.¹
• Grün repräsentiert oft das Licht von Wasserstoff, insbesondere die sogenannte H-alpha-Emissionslinie. Da Wasserstoff das bei weitem häufigste Element im Universum ist, zeigt die grüne Farbe die allgemeine Struktur und Ausdehnung des leuchtenden Gases.⁷
• Rot wird häufig dem Licht von einfach ionisiertem Stickstoff ([N II]) oder Schwefel () zugewiesen. Diese Elemente leuchten unter Bedingungen, die etwas kühler und weniger energiereich sind. Rote Farbtöne finden sich daher oft in den dichteren, abgeschirmten Säulen oder an der äußeren Stoßfront der Blase, wo die Energie des Sterns bereits abgeschwächt ist.¹

Diese Methode verwandelt ein schönes Bild in eine detaillierte physikalische Karte. Der Farbverlauf von innen nach außen – vom heißen blauen Zentrum nahe dem Stern über das grüne Wasserstoffgas bis hin zu den kühleren roten und gelben Strukturen an den Rändern – ist nicht zufällig. Er ist eine direkte visuelle Darstellung des Abstandsquadratgesetzes in Aktion. Er zeigt, wie die gewaltige Energie des Sterns mit zunehmender Entfernung abnimmt und vom umgebenden Gas absorbiert wird. Die Farben des Nebels erzählen eine Geschichte über Energie. Sie fungieren als visuelles Thermometer, das den Energiegradienten von der Oberfläche des Sterns nach außen abbildet und die komplexen physikalischen Prozesse, die in diesem kosmischen Labor ablaufen, für uns sichtbar und verständlich macht.

Fazit: Das Unvermeidliche Platzen

So majestätisch und beständig der Blasennebel auch erscheinen mag, er ist eine flüchtige Erscheinung im kosmischen Zeitgefüge. Seine Existenz ist untrennbar mit dem Leben seines Zentralsterns verbunden, und das Schicksal dieses Sterns ist bereits besiegelt. SAO 20575, der Schöpfer des Nebels, wird auch sein Zerstörer sein. Aufgrund seiner enormen Masse verbraucht der Stern seinen Kernbrennstoff in einem rasenden Tempo und hat nur eine kurze Lebensdauer vor sich.⁷

In etwa 10 bis 20 Millionen Jahren wird der Stern seinen letzten Akt vollziehen. Wenn der Brennstoff in seinem Kern erschöpft ist, wird der nach außen gerichtete Strahlungsdruck, der den Stern gegen seine eigene gewaltige Schwerkraft stabilisiert, versiegen. Der Kern wird katastrophal in sich zusammenstürzen und eine der gewaltigsten Explosionen des Universums auslösen: eine Supernova.⁷ Die dabei freigesetzte Energie wird die Leuchtkraft von Milliarden von Sonnen für kurze Zeit übertreffen.

Die von dieser Explosion ausgehende Stoßwelle und die ausgestoßenen Sternenmaterie werden mit unvorstellbarer Geschwindigkeit durch den umgebenden Raum rasen. Die filigrane, über Millionen von Jahren geformte Blasenstruktur wird diesem Ansturm nicht standhalten können. Sie wird von der Supernova-Explosion vollständig überwältigt, zerrissen und in das interstellare Medium zerstreut. Die Seifenblase wird platzen.¹⁵

Doch dieses gewaltsame Ende ist kein endgültiger Tod, sondern Teil eines ewigen kosmischen Kreislaufs. Die Supernova-Explosion wird nicht nur die Schöpfung ihres Muttersterns zerstören, sondern auch das umliegende Gas mit schweren Elementen anreichern, die im Inneren des Sterns während seines Lebens und in den letzten feurigen Momenten seines Todes geschmiedet wurden – Elemente wie Kohlenstoff, Sauerstoff und Eisen, die für die Entstehung von Planeten und Leben, wie wir es kennen, unerlässlich sind.¹⁸ Dieses angereicherte Material wird sich mit anderen interstellaren Wolken vermischen und schließlich die Rohstoffe für die nächste Generation von Sternen und Planetensystemen liefern.

Die Geschichte des Blasennebels ist somit eine Parabel über die Dualität von Schöpfung und Zerstörung im Kosmos. Derselbe Stern, dessen unbändiger Wind die Blase über Äonen hinweg formte, trägt in sich den Samen ihrer Vernichtung. Die Eigenschaft, die ihn zum Schöpfer macht – seine immense Masse –, ist dieselbe, die sein Schicksal als Zerstörer besiegelt. Der Blasennebel ist ein wunderschönes, aber vergängliches Denkmal für das dramatische Leben und den feurigen Tod der massereichsten Sterne des Universums.

Referenzen

1. The Bubble Nebula, NGC 7635 (WFPC2) – NASA Science, Zugriff am August 31, 2025, https://science.nasa.gov/asset/hubble/the-bubble-nebula-ngc-7635-wfpc2/
2. The Hubble Scoped This Space Bubble Just in Time For Its Birthday, Zugriff am August 31, 2025, https://www.smithsonianmag.com/smart-news/hubble-scoped-space-bubble-just-time-its-birthday-180958874/
3. Bubble Nebula – Wikipedia, Zugriff am August 31, 2025, https://en.wikipedia.org/wiki/Bubble_Nebula
4. Bubble Nebula NGC 7635 – Brilliant Creation, Zugriff am August 31, 2025, https://www.brilliant-creation.org/sun-moon-and-stars/stars/bubble-nebula-ngc-7635/
5. The Bubble Nebula | Astrophotography Images, Location, and More – AstroBackyard, Zugriff am August 31, 2025, https://astrobackyard.com/ngc-7635-the-bubble-nebula/
6. The Bubble Nebula (NGC 7635) – NOIRLab, Zugriff am August 31, 2025, https://noirlab.edu/public/images/noao0702a/
7. Bubble Nebula (NGC 7635) – NASA Science, Zugriff am August 31, 2025, https://science.nasa.gov/asset/hubble/bubble-nebula-ngc-7635/
8. NGC 7635 – The Bubble Nebula Astrophotography Hubble Palette Narrowband, Zugriff am August 31, 2025, https://www.galactic-hunter.com/post/ngc-7635
9. Bubble Nebula. It hides on the border of the… | by NR Publisher – Medium, Zugriff am August 31, 2025, https://medium.com/@nr_publisher/bubble-nebula-8d235e805e4f
10. Bubble Nebula (NGC 7635) & Messier 52 – Deep⋆Sky Corner, Zugriff am August 31, 2025, https://www.deepskycorner.ch/obj/ngc7635.en.php
11. The Bubble Nebula, NGC 7635 (WFPC) – STScI, Zugriff am August 31, 2025, https://www.stsci.edu/contents/media/images/1998/28/697-Image?user=fall&news=true
12. NGC 7635 – The Bubble Nebula – Telescope Live, Zugriff am August 31, 2025, https://telescope.live/gallery/ngc-7635-bubble-nebula-0
13. Wolf-Rayet Stars – Institute For Research In Schools, Zugriff am August 31, 2025, https://researchinschools.org/wp-content/uploads/2024/01/L006_CM-Woodford-Cosmic-Mining-Wolf-Rayet-Star_NS.pdf
14. NGC 7635. The Bubble Nebula – Astrodrudis, Zugriff am August 31, 2025, https://astrodrudis.com/ngc-7635-the-bubble-nebula/
15. The Bubble Nebula – NASA SVS, Zugriff am August 31, 2025, https://svs.gsfc.nasa.gov/12247/
16. Expansion Measurement of the Edge Velocity of the Bubble Nebula (NGC 7635) – NHSJS, Zugriff am August 31, 2025, https://nhsjs.com/2018/4513/
17. Bubble Nebula – Facts and Info – The Planets – ThePlanets.org, Zugriff am August 31, 2025, https://theplanets.org/nebula-facts/bubble-nebula/
18. Monterroza, Mussie, Tuazon – Unraveling the Mysteries of Wolf-Rayet Stars: A Journey Through Stellar Evolution – Journal of Research in Progress Vol. 7, Zugriff am August 31, 2025, https://pressbooks.howardcc.edu/jrip7/chapter/monterroza-mussie-tuazon-unraveling-the-mysteries-of-wolf-rayet-stars-a-journey-through-stellar-evolution/
19. Wolf-Rayet Star | COSMOS – Centre for Astrophysics and Supercomputing, Zugriff am August 31, 2025, https://astronomy.swin.edu.au/cosmos/w/wolf-rayet+star
20. Wolf–Rayet star – Wikipedia, Zugriff am August 31, 2025, https://en.wikipedia.org/wiki/Wolf%E2%80%93Rayet_star
21. Eagle Nebula – South Dakota Space Grant Consortium, Zugriff am August 31, 2025, https://sdspacegrant.sdsmt.edu/BubbleNebula-HVO-MeadeLX200.htm
22. NGC 7635, the Bubble Nebula Image Processing Flow Using Data from the Hubble Space Telescope – YouTube, Zugriff am August 31, 2025, https://www.youtube.com/watch?v=gJtZC3PhRMs
23. noirlab.edu, Zugriff am August 31, 2025, https://noirlab.edu/public/images/noao0702a/#:~:text=The%20Bubble%20Nebula%20(NGC7635)%20is,shell%2C%20causing%20it%20to%20glow.
24. Magic Bubble – NGC 7635 by JP Metsavainio – Universe Today, Zugriff am August 31, 2025, https://www.universetoday.com/articles/magic-bubble-ngc-7635-by-jp-metsavainio