Ein kleiner, türkisblauer Fleck am Bildrand weckt unsere Neugier

Eine kleine Detektivgeschichte von Olaf Homeier und Dr. Achim Tegeler 11.10.2026

Astrofotos von Olaf Homeier

Zu Beginn des Herbstes 2026 entstand diese Aufnahme der Galaxie mit der Nummer 33 im berühmten Katalog von Charles Messier [1] . An sich nichts Ungewöhnliches im Kreise unserer Amateurastronomen und doch löste das Bild eine intensive Suchaktion mit vielen Erkenntnissen aus. Wieso das? Nun, auf dem Foto ist rechts am Rand der Galaxie ein kleiner türkisblauer Fleck zu sehen, der „etwas aus dem Rahmen fällt“.

Die Galaxie M33 im Allgemeinen und den türkisblauen Fleck im Besonderen möchten wir daher mit diesem Artikel einmal etwas ausführlicher vorstellen.

Es gibt vage Hinweise, dass die Galaxie bereits 1654 von einem Anhänger Galileo Galileis, dem italienischen Astronomen Giovanni Battista Hodierna, entdeckt wurde. Jedoch beginnt die Geschichte der dokumentierten Erkenntnisse über M33 erst im Jahr 1764. In der Nacht vom 25. auf den 26. August dieses Jahres beobachtete der französische Astronom Charles Messier auf der Suche nach Kometen ein nebelig erscheinendes Fleckchen im Sternbild Dreieck.

Er hat es 1771 unter der Nummer 33 in der 1774 veröffentlichten ersten Ausgabe seines berühmten „Katalog der Nebel und Sternhaufen“ aufgenommen, heute als Messier Katalog allgemein bekannt. Die Galaxie wird daher als M33 bezeichnet; im Deutschen hat sich der Name Dreiecksgalaxie (nach dem o.g. Sternbild) durchgesetzt.

M33 ist nach der Andromedagalaxie und unserer Milchstraße die drittgrößte Galaxie in der sogenannten Lokalen Gruppe von Galaxien in „unserer Ecke“ des Universums. Sie hat einen Durchmesser von etwa 55.000 bis 60.000 Lichtjahren (LJ) und enthält geschätzt 40 Milliarden Sterne (Milchstraße: Durchmesser ca. 100.000 LJ mit etwa 100 bis 400 Milliarden Sternen, Andromedagalaxie: Durchmesser 140.000 LJ und vielleicht 1 Billion Sterne). Alle drei Galaxien sind Spiralgalaxien, werden aber in der astronomischen Fachwelt nach der Hubble-Klassifikation [2] unterschiedlich typisiert:

Die Andromedagalaxie erfüllt die Vorstellung einer „mustergültigen“ Spiralgalaxie, mit großem hellem Kern und eng gewundenen Spiralarmen (Typ SA(s)b). Die Milchstraße ist dagegen eine Balkenspirale mit mittelgroßem Kern und weiter gewundenen Spiralarmen (Typ SBbc). Die Dreiecksgalaxie schließlich hat eine Spiralform ohne Balken, mit kleinem Kern und mit locker gewundenen, faserig wirkenden Spiralarmen (Typ SA(s)cd).

Die Entfernung von unserer Erde zur Dreiecksgalaxie M33 wird allgemein mit etwa 2,7 Millionen LJ angegeben, während die Andromedagalaxie mit „nur“ 2,5 Millionen LJ Entfernung unsere nächste große Nachbarin ist. Das Licht der Galaxien, wie wir es heute sehen, ist also in einer Zeit entstanden, als in Afrika die ersten Frühmenschen der Gattung Homo durch die Savannen liefen. Soviel zu den Daten, nun zurück zum Bild der Dreiecksgalaxie.

Auf der Aufnahme sind viele rosafarbene Flecken zu erkennen, die über die Spiralarme verteilt sind und bis an den äußersten Rand der Galaxie reichen. Das sind Wasserstoffwolken, in denen neue Sterne entstehen, deren Strahlung das Gas zum Leuchten bringt. Aber halt, warum leuchtet Gas überhaupt? Wasserstoff ist doch eigentlich ein unsichtbares Gas.

Die Lösung liegt in der Absorption von Energie:

Führt man einem Gas genügend Energie zu, beginnt es zu leuchten. Das kennt jeder von Neon-Leuchtreklamen, in denen elektrischer Strom das Gas rot leuchten lässt, oder von den alten orangegelben Natrium-Straßenlampen. Dabei leuchtet jedes Gas in seinen ganz eigenen, typischen Farben, wie ein Fingerabdruck [3]. Im All übernehmen die jungen, heißen Sterne die Rolle der Energiezufuhr: Ihre energiereiche UV-Strahlung bringt das umgebende Gas zum Leuchten.

Und wie funktioniert das? Trifft ein ausreichend energiereiches UV-Lichtteilchen (Photon) eines Sterns auf ein Wasserstoffatom, kann es dessen einziges Elektron herausschlagen. Übrig bleibt ein „nacktes“ Proton, der ionisierte Wasserstoff, auch H II genannt. Daher heißen diese Gasregionen H-II-Regionen. Früher oder später fängt ein Proton wieder ein freies Elektron ein, oft zuerst auf einer weit außen liegenden Schale (wobei die „Schalen“ nur ein Denkmodell darstellen [4]). Das Elektron springt dann Stufe für Stufe nach innen (auf immer kleinere Energieniveaus), und bei jedem Sprung wird ein Photon mit der freiwerdenden, genau definierten Energie frei. Der Sprung von der dritten auf die zweite Schale erzeugt das tiefrote H-alpha Licht bei ca. 656,3 nm, der Sprung von der vierten auf die zweite das schwächere, blaugrüne H-beta Licht bei ca. 486,1 nm. Zusammen ergeben sie auf Farbfotos den typischen rosa Farbton. Ein „Ausreißer“ ist der oben gezeigte türkisblaue Fleck am rechten Rand der Galaxie. Auch er zeigt ein Sternentstehungsgebiet und trägt die Bezeichnung MA 1. Wie wir darauf gekommen sind, war eine kleine Detektivgeschichte. Das Planetariumsprogramm WorldWideTelescope bezeichnet den Fleck als „IC 137“, doch das passte nicht, denn IC 137 liegt deutlich näher am Zentrum der Galaxie. Erst die genaue Vermessung der Himmelsposition und eine Abfrage in der astronomischen Datenbank SIMBAD brachten die Lösung:

MA 1, benannt nach den Astronomen Mayall und Aller, die den Nebel 1942 als Nummer 1 ihrer Liste verzeichneten [5]. Weil er in keinem der klassischen Kataloge steht, kennt ihn kaum ein Planetariumsprogramm. Neben Wasserstoff enthält das Gas dort Spuren von Sauerstoff, den frühere Sterngenerationen erbrütet haben. In MA 1 sitzen jedoch mehrere sogenannte Wolf-Rayet-Sterne [6], die zu den heißesten bekannten Sternen gehören [7]. Ihre Strahlung ist so energiereich, dass sie den Sauerstoffatomen gleich zwei Elektronen entreißt. Dieser zweifach ionisierte Sauerstoff leuchtet blaugrün und gibt MA 1 seine türkise Farbe (500,7 nm).

In den anderen Wasserstoffwolken fehlen solche extrem heißen Sterne meist, weswegen der dort vorhandene Sauerstoff viel schwächer leuchtet und vom Wasserstofflicht überdeckt wird. Bleibt die Frage, warum auf dem oben zu sehenden Bild nun der Nebelbereich MA 1 so schön intensiv türkisblau leuchtet, viel deutlicher, als man es mit bloßem Auge am Teleskop je sehen könnte.

Dazu kann man einen Blick auf zwei übliche Verfahren der Astrofotografie werfen: die Fotografie mit Farbkameras, sogenannten OSC-Kameras (One-Shot-Color), und mit Monochromkameras. Bei Farbkameras ist jedes einzelne Pixel auf dem Sensor mit einem winzigen Farbfilter abgedeckt, in einem festen Muster aus Rot, Grün und Blau (der sogenannten Bayer-Matrix). Dadurch werden mit einer einzigen Aufnahme alle drei Grundfarben gleichzeitig erfasst und anschließend zum Farbbild verarbeitet. Monochromkameras haben keine solchen Filter auf dem Sensor; sie messen für jedes Pixel nur, wie viel Licht ankommt. Ein Farbbild entsteht hier erst, wenn man nacheinander durch verschiedene Filter fotografiert, die ein Filterrad vor den Sensor dreht. Die Einzelaufnahmen werden dann am Computer zu einem Farbbild zusammengesetzt. Um das Licht einzelner Elemente gezielt zu erfassen, kann man bei Monochromkameras sogenannte Schmalbandfilter nutzen. Sie lassen jeweils nur einen sehr engen Bereich des Spektrums durch, etwa das tiefrote H-alpha-Licht des Wasserstoffs oder das blaugrüne Licht des zweifach ionisierten Sauerstoffs. Alle anderen Lichtanteile werden blockiert und gelangen nicht auf den Sensor. Für unser Bild wurde zusätzlich zu den normalen Farbaufnahmen je zweieinhalb Stunden lang nur Wasserstoff- und nur Sauerstofflicht gesammelt und beides in das Farbbild eingerechnet. Das schwache Sauerstoffleuchten von MA 1, das in einer normalen Farbaufnahme kaum auffallen würde, tritt dadurch deutlich hervor. Und das Türkis ist dabei keine Fantasiefarbe: Das Sauerstofflicht liegt tatsächlich im blaugrünen Bereich. Auch mit Farbkameras gelingt das Erfassen solcher Schmalbanddaten, allerdings mit Einschränkungen. Dafür gibt es sogenannte Dual-Narrowband-Filter, die nur Licht der Wasserstoff- und Sauerstofflinien durchlassen. Wegen der Bayer-Matrix wird das rote H-alpha-Licht dabei aber nur von jedem vierten Pixel erfasst, so dass ein großer Teil der Auflösung und Empfindlichkeit verloren geht.

So wird aus einem kleinen, bunten Fleck am Bildrand am Ende eine nette Detektivgeschichte.

Für uns zeigt MA 1 einfach, wie viel Spaß es macht, die eigenen Aufnahmen mal etwas genauer unter die Lupe zu nehmen. Man muss ja nicht gleich die Astronomie revolutionieren – es macht einfach Freude zu verstehen, was man da eigentlich im All eingefangen hat. Und beim nächsten Blick auf M33 wissen wir jetzt genau, warum es da draußen am Rand so untypisch türkis leuchtet.

Quellen und Infos:

[1] Messier Katalog: https://archive.is/Rh9Y3

[2] Hubble Klassifikation von Galaxien https://de.wikipedia.org/wiki/Hubble-Sequenz

[3] Robert Bunsen (Chemiker) und Gustav Kirchhoff (Physiker) arbeiteten ab 1859 an der Universität Heidelberg zusammen und begründeten gemeinsam die Spektralanalyse. Sie fanden heraus, dass jedes chemische Element beim Erhitzen ein charakteristisches Lichtspektrum abgibt. -> auch Spektroskopie https://de.wikipedia.org/wiki/Spektroskopie

[4] Schalenmodell nach Niels Bohr https://de.wikipedia.org/wiki/Schalenmodell_(Atomphysik)

[5] In: The Rotation of the Spiral Nebula Messier 33, Mayall, N. U. & Aller, L. H., 1942, Astrophysical Journal, Vol. 95, S. 5–23 https://articles.adsabs.harvard.edu/pdf/1942ApJ….95….5M

[6] Wolf-Rayet-Sterne https://de.wikipedia.org/wiki/Wolf-Rayet-Stern

[7] Kehrig et al. „Gemini GMOS spectroscopy of HeII nebulae in M 33“, A&A 526, A128 (2011) https://www.aanda.org/articles/aa/pdf/2011/02/aa15493-10.pdf