{"id":8180,"date":"2026-10-10T11:52:04","date_gmt":"2026-10-10T09:52:04","guid":{"rendered":"https:\/\/kosmos-os.de\/?p=8180"},"modified":"2026-10-12T12:03:37","modified_gmt":"2026-10-12T10:03:37","slug":"ein-blaugruener-fleck-in-der-dreiecksgalaxie","status":"publish","type":"post","link":"https:\/\/kosmos-os.de\/en\/ein-blaugruener-fleck-in-der-dreiecksgalaxie\/","title":{"rendered":"A blue-green spot in the triangular galaxy"},"content":{"rendered":"\n

Ein kleiner, t\u00fcrkisblauer Fleck am Bildrand weckt unsere Neugier<\/p>\n\n\n\n

Eine kleine Detektivgeschichte von Olaf Homeier und Dr. Achim Tegeler 11.10.2026<\/p>\n\n\n\n

Astrofotos von Olaf Homeier
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Die Dreiecksgalaxie M33<\/em><\/figcaption><\/figure>\n\n\n\n


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Zu Beginn des Herbstes 2026 entstand diese Aufnahme der Galaxie mit der Nummer 33 im ber\u00fchmten Katalog von Charles Messier [1] . An sich nichts Ungew\u00f6hnliches im Kreise unserer Amateurastronomen und doch l\u00f6ste das Bild eine intensive Suchaktion mit vielen Erkenntnissen aus. Wieso das? Nun, auf dem Foto ist rechts am Rand der Galaxie ein kleiner t\u00fcrkisblauer Fleck zu sehen, der \u201eetwas aus dem Rahmen f\u00e4llt\u201c. <\/p>\n\n\n\n

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Was sehen wir denn da?<\/em><\/figcaption><\/figure>\n\n\n\n

Die Galaxie M33 im Allgemeinen und den t\u00fcrkisblauen Fleck im Besonderen m\u00f6chten wir daher mit diesem Artikel einmal etwas ausf\u00fchrlicher vorstellen.<\/p>\n\n\n\n


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Es gibt vage Hinweise, dass die Galaxie bereits 1654 von einem Anh\u00e4nger Galileo Galileis, dem italienischen Astronomen Giovanni Battista Hodierna, entdeckt wurde. Jedoch beginnt die Geschichte der dokumentierten Erkenntnisse \u00fcber M33 erst im Jahr 1764. In der Nacht vom 25. auf den 26. August dieses Jahres beobachtete der franz\u00f6sische Astronom Charles Messier auf der Suche nach Kometen ein nebelig erscheinendes Fleckchen im Sternbild Dreieck. <\/p>\n\n\n\n


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Quelle: https:\/\/essentiels.bnf.fr\/fr\/image\/1a1527ec-fbb9-4919-a0ff-38db4a74d4dd-catalogue-nebuleuses-charles-messier-1<\/a><\/figcaption><\/figure>\n\n\n\n

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Er hat es 1771 unter der Nummer 33 in der 1774 ver\u00f6ffentlichten ersten Ausgabe seines ber\u00fchmten \u201eKatalog der Nebel und Sternhaufen\u201c 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.<\/p>\n\n\n\n


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M33 ist nach der Andromedagalaxie und unserer Milchstra\u00dfe die drittgr\u00f6\u00dfte Galaxie in der sogenannten Lokalen Gruppe von Galaxien in \u201eunserer Ecke\u201c des Universums. Sie hat einen Durchmesser von etwa 55.000 bis 60.000 Lichtjahren (LJ) und enth\u00e4lt gesch\u00e4tzt 40 Milliarden Sterne (Milchstra\u00dfe: 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:<\/p>\n\n\n\n

Die Andromedagalaxie erf\u00fcllt die Vorstellung einer \u201emusterg\u00fcltigen\u201c Spiralgalaxie, mit gro\u00dfem hellem Kern und eng gewundenen Spiralarmen (Typ SA(s)b). Die Milchstra\u00dfe ist dagegen eine Balkenspirale mit mittelgro\u00dfem Kern und weiter gewundenen Spiralarmen (Typ SBbc). Die Dreiecksgalaxie schlie\u00dflich hat eine Spiralform ohne Balken, mit kleinem Kern und mit locker gewundenen, faserig wirkenden Spiralarmen (Typ SA(s)cd).<\/p>\n\n\n\n


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Die Entfernung von unserer Erde zur Dreiecksgalaxie M33 wird allgemein mit etwa 2,7 Millionen LJ angegeben, w\u00e4hrend die Andromedagalaxie mit \u201enur\u201c 2,5 Millionen LJ Entfernung unsere n\u00e4chste gro\u00dfe Nachbarin ist. Das Licht der Galaxien, wie wir es heute sehen, ist also in einer Zeit entstanden, als in Afrika die ersten Fr\u00fchmenschen der Gattung Homo durch die Savannen liefen. Soviel zu den Daten, nun zur\u00fcck zum Bild der Dreiecksgalaxie. <\/p>\n\n\n\n

Auf der Aufnahme sind viele rosafarbene Flecken zu erkennen, die \u00fcber die Spiralarme verteilt sind und bis an den \u00e4u\u00dfersten Rand der Galaxie reichen. Das sind Wasserstoffwolken, in denen neue Sterne entstehen, deren Strahlung das Gas zum Leuchten bringt. Aber halt, warum leuchtet Gas \u00fcberhaupt? Wasserstoff ist doch eigentlich ein unsichtbares Gas. <\/p>\n\n\n\n

Die L\u00f6sung liegt in der Absorption von Energie: <\/p>\n\n\n\n

F\u00fchrt man einem Gas gen\u00fcgend Energie zu, beginnt es zu leuchten. Das kennt jeder von Neon-Leuchtreklamen, in denen elektrischer Strom das Gas rot leuchten l\u00e4sst, oder von den alten orangegelben Natrium-Stra\u00dfenlampen. Dabei leuchtet jedes Gas in seinen ganz eigenen, typischen Farben, wie ein Fingerabdruck [3]. Im All \u00fcbernehmen die jungen, hei\u00dfen Sterne die Rolle der Energiezufuhr: Ihre energiereiche UV-Strahlung bringt das umgebende Gas zum Leuchten.<\/p>\n\n\n\n


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Und wie funktioniert das? Trifft ein ausreichend energiereiches UV-Lichtteilchen (Photon) eines Sterns auf ein Wasserstoffatom, kann es dessen einziges Elektron herausschlagen. \u00dcbrig bleibt ein \u201enacktes\u201c Proton, der ionisierte Wasserstoff, auch H II genannt. Daher hei\u00dfen diese Gasregionen H-II-Regionen. Fr\u00fcher oder sp\u00e4ter f\u00e4ngt ein Proton wieder ein freies Elektron ein, oft zuerst auf einer weit au\u00dfen liegenden Schale (wobei die „Schalen“ nur ein Denkmodell darstellen [4]). Das Elektron springt dann Stufe f\u00fcr 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 schw\u00e4chere, blaugr\u00fcne H-beta Licht bei ca. 486,1 nm. Zusammen ergeben sie auf Farbfotos den typischen rosa Farbton. Ein \u201eAusrei\u00dfer\u201c ist der oben gezeigte t\u00fcrkisblaue Fleck am rechten Rand der Galaxie. Auch er zeigt ein Sternentstehungsgebiet und tr\u00e4gt die Bezeichnung MA 1. Wie wir darauf gekommen sind, war eine kleine Detektivgeschichte. Das Planetariumsprogramm WorldWideTelescope bezeichnet den Fleck als \u201eIC 137\u201c, doch das passte nicht, denn IC 137 liegt deutlich n\u00e4her am Zentrum der Galaxie. Erst die genaue Vermessung der Himmelsposition und eine Abfrage in der astronomischen Datenbank SIMBAD brachten die L\u00f6sung:<\/p>\n\n\n\n

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 enth\u00e4lt das Gas dort Spuren von Sauerstoff, den fr\u00fchere Sterngenerationen erbr\u00fctet haben. In MA 1 sitzen jedoch mehrere sogenannte Wolf-Rayet-Sterne [6], die zu den hei\u00dfesten bekannten Sternen geh\u00f6ren [7]. Ihre Strahlung ist so energiereich, dass sie den Sauerstoffatomen gleich zwei Elektronen entrei\u00dft. Dieser zweifach ionisierte Sauerstoff leuchtet blaugr\u00fcn und gibt MA 1 seine t\u00fcrkise Farbe (500,7 nm).<\/p>\n\n\n\n


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In den anderen Wasserstoffwolken fehlen solche extrem hei\u00dfen Sterne meist, weswegen der dort vorhandene Sauerstoff viel schw\u00e4cher leuchtet und vom Wasserstofflicht \u00fcberdeckt wird. Bleibt die Frage, warum auf dem oben zu sehenden Bild nun der Nebelbereich MA 1 so sch\u00f6n intensiv t\u00fcrkisblau leuchtet, viel deutlicher, als man es mit blo\u00dfem Auge am Teleskop je sehen k\u00f6nnte. <\/p>\n\n\n\n

Dazu kann man einen Blick auf zwei \u00fcbliche 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, Gr\u00fcn und Blau (der sogenannten Bayer-Matrix). Dadurch werden mit einer einzigen Aufnahme alle drei Grundfarben gleichzeitig erfasst und anschlie\u00dfend zum Farbbild verarbeitet. Monochromkameras haben keine solchen Filter auf dem Sensor; sie messen f\u00fcr 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 blaugr\u00fcne Licht des zweifach ionisierten Sauerstoffs. Alle anderen Lichtanteile werden blockiert und gelangen nicht auf den Sensor. F\u00fcr unser Bild wurde zus\u00e4tzlich 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 w\u00fcrde, tritt dadurch deutlich hervor. Und das T\u00fcrkis ist dabei keine Fantasiefarbe: Das Sauerstofflicht liegt tats\u00e4chlich im blaugr\u00fcnen Bereich. Auch mit Farbkameras gelingt das Erfassen solcher Schmalbanddaten, allerdings mit Einschr\u00e4nkungen. Daf\u00fcr 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 gro\u00dfer Teil der Aufl\u00f6sung und Empfindlichkeit verloren geht.<\/p>\n\n\n\n


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Farbkamera-Aufnahme<\/figcaption><\/figure>\n\n\n\n
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Monochromkamera-Aufnahme<\/figcaption><\/figure>\n<\/figure>\n\n\n\n


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So wird aus einem kleinen, bunten Fleck am Bildrand am Ende eine nette Detektivgeschichte. <\/p>\n\n\n\n

F\u00fcr uns zeigt MA 1 einfach, wie viel Spa\u00df es macht, die eigenen Aufnahmen mal etwas genauer unter die Lupe zu nehmen. Man muss ja nicht gleich die Astronomie revolutionieren \u2013 es macht einfach Freude zu verstehen, was man da eigentlich im All eingefangen hat. Und beim n\u00e4chsten Blick auf M33 wissen wir jetzt genau, warum es da drau\u00dfen am Rand so untypisch t\u00fcrkis leuchtet.<\/p>\n\n\n\n


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Quellen und Infos:<\/p>\n\n\n\n

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[1] Messier Katalog: https:\/\/archive.is\/Rh9Y3<\/a><\/p>\n\n\n\n

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[2] Hubble Klassifikation von Galaxien https:\/\/de.wikipedia.org\/wiki\/Hubble-Sequenz<\/a><\/p>\n\n\n\n

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[3] Robert Bunsen (Chemiker) und Gustav Kirchhoff (Physiker) arbeiteten ab 1859 an der Universit\u00e4t Heidelberg zusammen und begr\u00fcndeten gemeinsam die Spektralanalyse. Sie fanden heraus, dass jedes chemische Element beim Erhitzen ein charakteristisches Lichtspektrum abgibt. -> auch Spektroskopie https:\/\/de.wikipedia.org\/wiki\/Spektroskopie<\/a><\/p>\n\n\n\n

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[4] Schalenmodell nach Niels Bohr https:\/\/de.wikipedia.org\/wiki\/Schalenmodell_(Atomphysik)<\/a><\/p>\n\n\n\n

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[5] In: The Rotation of the Spiral Nebula Messier 33, Mayall, N. U. & Aller, L. H., 1942, Astrophysical Journal, Vol. 95, S. 5\u201323 https:\/\/articles.adsabs.harvard.edu\/pdf\/1942ApJ….95….5M<\/a><\/p>\n\n\n\n

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[6] Wolf-Rayet-Sterne https:\/\/de.wikipedia.org\/wiki\/Wolf-Rayet-Stern<\/a><\/p>\n\n\n\n

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[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<\/a><\/p>\n\n\n\n

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