WR134 ist ein veränderlicher Wolf-Rayet-Stern vom Typ WN, der etwa 6.000 Lichtjahre von uns entfernt liegt. Seine Oberflächentemperatur nähert sich 63.000 K und er ist 400.000-mal so hell wie die Sonne. Im Bild ist WR134 der helle weiße Stern im Zentrum der Sauerstoffblase. WR134 ist von einer schwachen, sich ausdehnenden Hülle aus sauerstoffionisiertem Gas umgeben, die durch die intensive Strahlung und den Sternwind des Sterns angetrieben wird. WR134 und WR135 sind in eine große ionisierte HI-Hülle eingetaucht. S. Gervais und N. St-Louis vermuteten, dass diese Wasserstoffhülle hauptsächlich während der O-Stern-Phase des Hauptreihenvorläufers aufgeblasen wurde. 

Wolf-Rayet-Sterne werden je nach Zusammensetzung, gemessen anhand der breiten Emissionslinien, weiter klassifiziert. Heutzutage werden drei Klassen von WR-Sternen unterschieden: WN, WC und WO, abhängig von den dominanten Elementen in der Emissionslinie (Stickstoff und Helium, Kohlenstoff und Helium, Sauerstoff). In einem 1976 von Peter Conti vorgeschlagenen Schema sind WR-Sterne Teil eines Evolutionsschemas für massereiche Sterne, das immer in einer Supernova endet. Da innere Teile des Sternkerns durch Massenauswurf freigelegt werden, endet diese Entwicklung für Sterne mit mindestens 20 Sonnenmassen wie folgt: WN -> WC -> SN.

Dieser Wolf-Rayet-Stern im Cygnus ist von einer symmetrischen Blase umgeben, die durch seine starken Winde erzeugt wurde. Dies zeigt sich in OIII als schwacher, stacheliger blauer Globus. Die Winde scheinen auch das Wasserstofffeld, in dem sich der Stern befindet, verschoben zu haben. Eine ähnliche Kurve ist in den Ha-Daten zu sehen, und natürlich gibt es sowohl in Ha als auch in OIII die wunderschön helle Schockfront. 


Erstellt wurde das Bild aus Optolong L-Extreme Daten die mit Daten für RGB Sternfarben ergänzt wurden.

Größte Schwierigkeit war wiedermal das kombinieren der Sterne mit dem NB Bild, so dass man die Farben behält sowohl auch die Schärfe an den Rändern