Könnten Astronauten zu einem Flug von der Erde bis in den Weltraum außerhalb unseres Milchstraßensystems aufbrechen, so wäre das eine Reise in die leerste Ödnis, die man sich vorstellen kann. Nach Verlassen des heimischen Sonnensystems fänden sie sich im interstellaren Raum wieder. Selbst die nächsten Sterne sind so weit entfernt, dass Licht mehrere Jahre braucht, um diese Distanzen zu überbrücken. Jene unvorstellbare Weite ist zwar noch mit Gas "erfüllt"; im Mittel befindet sich aber nur ein Atom in einem Volumen von einem Kubikzentimeter.

Freilich würde die Reise in noch viel einsamere Gefilde führen. In den Außenbezirken der Milchstraße trennen bereits dutzende, dann hunderte Lichtjahre die einzelnen Sterne. Die Dichte des interstellaren Gases sinkt noch einmal um zwei Größenordnungen. Und schließlich, in der endlosen Schwärze außerhalb der Milchstraße, ist das Gas so verdünnt, dass es kaum noch diesen Namen verdient: Hier stehen einem Atom hunderttausend Kubikzentimeter zur Verfügung; in einem Kubikmeter tummeln sich also nur zehn Atome.

Der Wechsel der Dichte vom interplanetaren zum intergalaktischen Raum ist krasser als beim Übergang von Wasser zu Luft. Was läge da näher als die Vermutung, dass die tiefsten Tiefen des Weltalls ganz besonders langweilig seien? Die Astronomen haben sich denn auch lange kaum für den Raum zwischen den Galaxien interessiert: Warum sich mit ein paar verstreuten Atomen befassen, wo es doch geheimnisvolle Planeten, formenreiche Galaxien und gigantische Schwarze Löcher in Hülle und Fülle zu untersuchen gibt!

Doch diese Einstellung hat sich gründlich gewandelt. Das intergalaktische Medium hat sich geradezu als zentrale Bühne der kosmischen Entwicklung entpuppt. Es ist älter als jede Galaxie. Am Anfang des Universums gab es überhaupt nur heißesGas, das den gesamten Weltraum erfüllte. Durch die Expansion des Universums hat es sich abgekühlt und ist zu den unzähligen Galaxien kondensiert, die man am Nachthimmel sieht. Was dazwischen zurückblieb, ist heute diffuser denn je.

So viel wussten die Astronomen auch schon vor Jahrzehnten – und dachten, dass die Details des intergalaktischen Gases keine Rolle spielten und allein die Schwerkraft maßgebend für die Entstehung der Galaxien sei. Sie nahmen an, dass das intergalaktische Medium der Schwerkraft nichts mehr entgegensetzte, seit es aus seinem heißen ionisierten Urzustand zu einem kühleren Gemisch aus neutralem Wasserstoff und Helium übergegangen war. Bereiche mit höherer Dichte zogen Materie aus der Umgebung he-ran: ein Vorgang, der noch heute ungestört abläuft. Demnach sollten Dichte, Lage und Ausdehnung von Galaxien und größeren Strukturen ausschließlich von der ursprünglichen, zufälligen Massenverteilung abhängen. Selbst wenn das intergalaktische Medium eine innere Struktur aufweisen sollte (was die meisten Astronomen für unwahrscheinlich hielten), dann würde es die wirklich interessanten Teile des Universums auf keine Weise beeinflussen.

Je mehr die Astronomen jedoch über die Eigenschaften des Gases lernten, desto größer wurden die Widersprüche zu dieser simplen Theorie. Sie entdeckten, dass das intergalaktische Medium eine komplizierte Geschichte hat. So durchlief es mehrere wichtige Übergänge, die eng mit der kosmischen Strukturbildung verwoben waren. Und sie fanden heraus, dass dieses Gas ein gigantisches Netzwerk aus Flächen und Filamenten bildet, das zwischen den Galaxien wie ein Spinnennetz aufgespannt ist.

Diese Befunde spornten die Wissenschaftler an, und in den vergangenen zwei Jahren ist die Anzahl der Forschungsprojekte geradezu explosionsartig gestiegen. Aber wie etwas untersuchen, das man praktisch nicht sieht? Wie Detektive müssen die Astronomen Indizien sammeln und zu einem Bild zusammenfügen, um die Geschichte des intergalaktischen Gases zu erhellen.

Die einzelnen Puzzlestücke stammen aus vier verschiedenen Quellen. Es sind dies:
- die kosmische Mikrowellen-Hintergrundstrahlung,
- die Spektren von Quasaren,
- die Röntgenstrahlung von Galaxienhaufen und
- Messungen von Magnetfeldern.

Der Mikrowellenhintergrund liefert eine Momentaufnahme des intergalaktischen Mediums zu einem Zeitpunkt, als dessen Temperatur auf wenige tausend Kelvin gefallen war und sich die Atomkerne mit Elektronen zu neutralen Atomen zusammenlagerten. Dies geschah etwa 300000 Jahre nach dem Urknall. Winzige Inhomogenitäten in der Hintergrundstrahlung sind die Grundlage aller Modelle des intergalaktischen Mediums.

Die zweite Quelle sind die Quasare, extrem helle Objekte (vermutlich von jungen, extrem massereichen Schwarzen Löchern angetrieben), die wie Leuchtfeuer den intergalaktischen Raum durchstrahlen. Materie auf der Sichtlinie zwischen uns und einem Quasar absorbiert Licht bestimmter Wellenlängen, was im Spektrum des Quasars ein charakteristisches Muster hinterlässt. Die Deutung der Spektren ist jedoch nicht einfach: Die Linien scheinen keiner bekannten chemischen Substanz zu entsprechen. Der Grund ist die Expansion des Universums, die Lichtwellen in die Länge zieht. Damit verschieben sich auch die Spektrallinien zum roten Ende des sichtbaren Spektralbereichs hin. Je weiter ein Objekt von uns entfernt ist, desto stärker hat sich das Universum seit Emission des Lichtstrahls ausgedehnt und desto stärker ist die Rotverschiebung.

Die ersten Quasarspektren haben die Astronomen Mitte der 1960er Jahre beobachtet, aber erst Ende der 1970er Jahre waren die Detektoren empfindlich genug für wirklich gute Spektren. Alec Boksenberg, damals am University College London, und Wallace L. W. Sargent vom California Institute of Technology in Pasadena fiel auf, dass jedes Spektrum hunderte Absorptionslinien enthielt. Auf dem Papier sah das wie ein Dickicht aus Linien aus, was bald zu dem Namen "Lyman-Alpha-Wald" führte. Die Bezeichnung Lyman-Alpha besagt, dass neutrales Wasserstoffgas die Absorption verursacht. Und die Fülle der Linien zeigt, dass der Raum zwischen uns und dem Quasar von Hunderten von Gaswolken erfüllt ist – jede in einem anderen Abstand und deshalb mit anderer Rotverschiebung.

Obwohl neutraler Wasserstoff die Linien bestens erklären kann, macht er doch nur einen kleinen Bruchteil der Wolken aus: Ionisierter Wasserstoff und Helium müssen bei weitem dominieren. Denn neutrales Gas absorbiert Strahlung nicht nur einer ganz bestimmten Wellenlänge, sondern in einem schmalen Bereich um diese Wellenlänge herum, denn die zufällige Wärmebewegung der Atome verbreitert die idealen Absorptionslinien. 1965 zeigten James E. Gunn und Bruce A. Peterson, beide damals am California Institute of Technology, dass wegen dieser thermischen Verbreiterung die Absorptionslinien verschiedener Wolken überlappen würden, wenn nur eines von einer Million Atomen des intergalaktischen Mediums neutral wäre. Anstelle eines "Waldes" aus einzelnen Linien würden die Astronomen dann einen kontinuierlichen Absorptions-"Trog" sehen.

Der Umstand, dass man den Lyman-Alpha-Wald überhaupt sieht, beweist also bereits, dass das kühle und überwiegend neutrale intergalaktische Medium, das für eine allein von der Schwerkraft getriebene Galaxienbildung erforderlich wäre, recht kurzlebig war. Etwas muss das Gas wieder ionisiert haben, bevor sich die meisten Quasare bildeten.

Hierzu gelang kürzlich eine interessante Entdeckung mit dem Sloan Digital Sky Survey – der detailliertesten Himmelsdurchmusterung, die bisher durchgeführt wurde. Robert H. Becker von der Universität von Kalifornien in Davis und seine Mitautoren untersuchten einen der fernsten und ältesten Quasare, die man kennt. Das Spektrum dieses Objekts mit der Katalognummer SDSSpJ103027.10+052455.0 enthält eine besonders breite Lyman-Alpha-Absorption – vielleicht die erste Beobachtung eines Absorptionstrogs, wie von Gunn und Peterson vorausgesagt. Dies könnte ein rarer Blick in eine Epoche sein, in der die Reionisation noch andauerte.

Nicht nur über die Dichte und Ionisation des intergalaktischen Mediums geben die Quasarspektren Auskunft: Sie zeigen auch, wie die Materie im Weltraum verteilt ist. Jedes Spektrum mit Absorptionswald ist gewissermaßen ein Bohrkern quer durch den Kosmos. Durch den Vergleich vieler solcher Bohrkerne miteinander und mit Computersimulationen der Strukturbildung lässt sich die räumliche Anordnung der Materie im All rekonstruieren. Auch der Gravitationslinseneffekt, der das Licht eines Quasars durch die Schwerkraft einer Galaxie nahe der Sichtlinie ablenkt, hilft dabei. Der Linseneffekt liefert nämlich zwei Bohrkerne so dicht nebeneinander, wie sie zufällig wohl nie zu Stande kämen. Auf diese Weise konnten Michael Rauch von den Carnegie-Observatorien in Pasadena sowie Sargent und Thomas A. Barlow vom California Institute of Technology Gasbewegungen im intergalaktischen Medium messen. Der Großteil des Mediums erwies sich zwar als ruhig, aber die dichtesten Bereiche wurden von energiereichen Prozessen aufgewühlt, wie sie sich offenbar ungefähr alle 100 Millionen Jahre ereignen.

In den letzten sieben Jahren konnten die Astronomen auch Spuren schwererer Elemente anhand ihrer Absorptionslinien nachweisen. Zuerst wurde ionisierter Kohlenstoff entdeckt, leicht zu erkennen anhand eines Liniendubletts in der Nähe von Lyman-Alpha. Magnesium und Sauerstoff folgten. In Galaxien bilden sich aus diesen Elementen gern große Moleküle – Staubteilchen, die durchfallendes Licht röten. In den Lyman-Alpha-Wolken tritt solche Rötung nicht auf: Die schweren Elemente dort bleiben also einzelne Atome, wobei eines von ihnen auf eine Million Wasserstoffatome kommt. Das ist nicht gerade viel, und doch beweist es, dass das intergalaktische Medium mehr sein muss als ein bloßer Überrest der Galaxienbildung: Elemente, die in Sternen entstanden, sind irgendwie aus den Galaxien in den intergalaktischen Raum verfrachtet worden.

Die Quasarspektren liefern Informationen über kleine Wolken geringer Dichte in meist enormer Entfernung von der Milchstraße – aus einer frühen Epoche des Universums also. Die dritte Beobachtungstechnik hingegen erforscht dichte, massereiche Gaspakete in relativer Nähe. Dieses Gas befindet sich in den größten gravitativ gebundenen Strukturen, den Galaxienhaufen. Dieser Begriff führt eigentlich in die Irre, denn Galaxienhaufen bestehen im Wesentlichen aus heißem Plasma, in dem die Sternsysteme sitzen wie die Samen in einer Wassermelone. Das ionisierte Gas – eine komprimierte Form des intergalaktischen Mediums – ist auf mehrere Millionen Grad aufgeheizt worden und strahlt hell im Röntgenbereich. Dank der Röntgensatelliten Chandra und XMM-Newton können wir dieses Gas heute genau untersuchen.

Im konventionellen Bild der Strukturbildung ist das Haufengas allein durch den Gravitationskollaps so heiß geworden. Wenn dem so ist, dann müsste die Temperatur mit der Masse und Dichte – und damit der Leuchtkraft – zusammenhängen: Die Leuchtkraft sollte proportional zum Quadrat der Temperatur sein. In Wirklichkeit ist sie aber proportional zu deren 3,5-ter Potenz. Wieder sieht es so aus, als sei das intergalaktische Medium der Schauplatz unverhoffter Aktivität gewesen.

Der vierte und letzte empirische Befund betrifft eine der unsichersten und zugleich potenziell entscheidenden Eigenschaften des intergalaktischen Mediums: seine magnetische Struktur. Wenn sich Elektronen durch ein Magnetfeld bewegen, senden sie Radiostrahlung aus, die in derselben Richtung polarisiert ist wie das Magnetfeld. Wegen der geringen Dichte des intergalaktischen Gases ist die Emission leider extrem schwach. Im Jahr 1989 entdeckten Kwang-Tae Kim und Philipp P. Kronberg, damals beide an der Universität Toronto, eine diffuse Brücke magnetisierten Materials, die zwei Galaxienhaufen verbindet. Doch derartige Messungen in den Tiefen des Raumes sind nicht möglich. Die Astronomen müssen sich im Wesentlichen auf Hinweise stützen, die sie in großen Galaxien und Galaxienhaufen finden. In den meisten Spiralsystemen sind die Magnetfelder nämlich so stark, dass sie die Bildung und Rotation der Galaxien beeinflussen. Deren geordnete Struktur deutet auf ein "Saatfeld" hin, das älter als die Galaxien ist und stärker wurde, als sie Gestalt annahmen. Auf größeren Skalen haben Untersuchungen im Radiowellenbereich diffuses magnetisiertes Gas in mehreren nahen Galaxienhaufen nachgewiesen. Das intergalaktische Medium als Ganzes scheint also magnetisiert zu sein.

So unvollständig diese vier Arten von Hinweisen auch sind: Sie zeigen, dass das intergalaktische Gas im Laufe der kosmischen Entwicklung mindestens drei dramatische Veränderungen erlebt hat. Die erste ist gut verstanden: Der Übergang von ionisierten zu neutralen Atomen sorgte dafür, dass die Mikrowellen-Hintergrundstrahlung entstehen konnte.

Der zweite Übergang, von neutral zurück in den ionisierten Zustand, ist schon mysteriöser. Diese Reionisation könnte durch Quasare ausgelöst worden sein, durch Sterne in frühen Galaxien oder gar durch eine hypothetische Population von Riesensternen überall im Raum (siehe "Die ersten Sterne im Universum", Spektrum der Wissenschaft 02/2002, S. 26). Dieses Ereignis hatte zwar wenig Einfluss auf die Bildung der großen Galaxien, aber es könnte genügend thermischen Druck erzeugt haben, um das Entstehen kleinerer Galaxien zu behindern – das einfache Bild von der rein gravitativen Strukturbildung wird komplizierter.

Die Astronomen haben zwar alle in Frage kommenden Ionisierungsmechanismen näher untersucht, sie konnten aber die Ursache noch nicht eindeutig bestimmen. Die besten Beobachtungen des stellaren Beitrags stammen von den so genannten Lyman-break-Galaxien: Deren Spektren zeigen eine scharfe Abschneidekante, die dadurch hervorgerufen wird, dass neutraler Wasserstoff innerhalb der Sternsysteme das Licht der Sterne absorbiert. Bei Galaxien in genügend großem Abstand ist dieser Einschnitt von seiner normalen Lage im ultravioletten Teil des Spektrums in den sichtbaren verschoben. Indem Astronomen nun nach einem solchen Break im sichtbaren Licht suchen, können sie ferne Galaxien identifizieren, ohne in mühsamer Arbeit die Rotverschiebung Linie für Linie zu vermessen. Mit diesem Verfahren, das eine Autorengruppe um Charles C. Steidel vom California Institute of Technology entwickelt hat, konnten große Kataloge ferner Galaxien erstellt werden – also jener Sternsysteme, deren Licht bei der Reionisation des intergalaktischen Mediums geholfen haben könnte. Das Verfahren unterliegt jedoch einem Auswahleffekt: Sie greift vor allem die hellsten Galaxien heraus und erfasst nicht den kompletten Beitrag der Sterne zur Reionisation.

Eine andere Methode basiert auf der Häufigkeit und Verteilung der schweren Elemente. Wenn diese Elemente überall beobachtet werden, dann waren die ersten Objekte wohl massereiche, gleichmäßig im Raum verteilte Sterne. Quasare oder Zwerggalaxien würden die Elemente nämlich ungleichmäßiger verstreut haben. Bisherige Messungen vermochten leider noch nicht zwischen den Szenarien zu unterscheiden.

Die dritte Transformation des intergalaktischen Mediums ist die geheimnisvollste: Sie hat für den beobachteten Zusammenhang zwischen Leuchtkraft und Temperatur in den Galaxienhaufen gesorgt. Die überzeugendste Erklärung legte Nicholas Kaiser, damals Toronto, 1991 vor. Er mutmaßte, dass das Haufengas bereits auf mehrere Millionen Grad vorgeheizt war, bevor der Schwerkraftkollaps begann. Diese Vorheizung hätte die Dichte des Haufengases reduziert – ein Effekt, der sich auf die kleinen Haufen, in denen die Schwerkraft geringer ist, am stärkstenuswirken musste. Die Verringerung der Dichte hätte zu geringeren Leuchtkräften geführt, was wiederum die Abhängigkeit von der Temperatur verstärkt hätte, die mit der Haufenmasse zusammenhängt.

Die wahrscheinlichste Quelle der von Kaiser postulierten Aufheizung wären Supernovae. Eine rasche Folge von Supernovae-Explosionen treibt nämlich Materie aus den Galaxien heraus und erhöht so nicht nur die Energie des intergalaktischen Mediums, sondern auch den Anteil schwerer Elemente. Röntgensatelliten haben gezeigt, dass das Gas in Galaxienhaufen tatsächlich angereichert ist – und zwar unabhängig vom Alter der Haufen. Dieser Befund weist darauf hin, dass die Anreicherung in einer frühen Phase der Haufenentwicklung stattfand. Supernovae würden dies zwanglos erklären. Denn die erste Generation von Sternen, die in einer Galaxie entsteht, explodiert bereits nach wenigen Millionen Jahren.

Der stärkste Hinweis auf den Supernova-Mechanismus stammt von direkten Beobachtungen von fernen Zwerggalaxien, in denen gerade Sterne in großer Anzahl entstehen: Wegen ihrer recht geringen Masse sollte ihr Aufbau durch explodierende Sterne relativ leicht gestört werden können. Ein Astronomenteam um Max Pettini von der Universität Cambridge, Steidel und Alice E. Shapley vom California Institute of Technology werteten Spektren dieser Galaxien im sichtbaren und infraroten Licht aus. Die sichtbaren Spektren enthielten zwei Sätze von Linien, einen von Wasserstoff in Emission, einen anderen von schweren Elementen, die das Licht von Objekten dahinter absorbierten. Die Infrarotspektren enthielten einen Satz von Linien, die Gasnebel innerhalb der Galaxie emittierten.

Das Team stellte fest, dass diese drei Sätze von Linien unterschiedlich rotverschoben sind: Die schweren Elemente zeigen eine geringere Rotverschiebung als die Galaxie selbst, der Wasserstoff jedoch eine stärkere. Das heißt: Relativ zum Zentrum der Galaxie bewegen sich die schweren Elemente mit etwa 300 Kilometer pro Sekunde auf uns zu, während sich der Wasserstoff mit der gleichen Geschwindigkeit von uns fortbewegt.

Dieser seltsame Befund kam unerwartet. Am einfachsten lässt er sich durch Materie erklären, die in alle Richtungen aus der Galaxie herausströmt – ein kosmischer Wind sozusagen, der in den intergalaktischen Raum hinausbläst. Dieser Ausfluss enthält sowohl schwere Elemente wie auch Wasserstoff, aber in manchen Regionen sind die schweren Elemente leichter zu sehen, in anderen der Wasserstoff. Damit die schweren Elemente sichtbar werden, müssen sie zwischen uns und dem Großteil der Galaxie liegen: Sonst gäbe es gar kein Licht, das sie absorbieren könnten. Also müssen sie sich vom Zentrum der Galaxie weg bewegen. Für den Wasserstoff gilt entsprechend: Er muss sich ebenfalls von der Galaxie fortbewegen, aber in die von der Erde abgewandte Richtung.

So wird seine Emission jenseits der Wellenlänge verschoben, bei der Materie dazwischen die Strahlung absorbieren könnte.

Dieses spektrale Muster wurde in allen fernen Zwerggalaxien gefunden, die überhaupt daraufhin untersucht werden können: Mithin sind solche Materieausflüsse häufig im Universum. Auch bei näheren Galaxien haben Astronomen gewaltige Blasen austretender Materie gefunden. Ein besonders dramatischer Fall ist die Zwerggalaxie NGC 1569, wie Crystal Martin von der Universität von Kalifornien in Santa Barbara und ihre Mitautoren kürzlich berichteten. Mit dem Röntgensatelliten Chandra fanden die Astronomen große Mengen Sauerstoff und andere schwere Elemente, die in Blasen Millionen Grad heißen Gases aus der Galaxie austreten.

Diese Winde haben die dichtesten Regionen des intergalaktischen Mediums aufgemischt und weite Bereiche des Alls magnetisiert. Sie könnten sogar die Bildung kleiner Galaxien unterdrückt haben. Die Auswirkungen auf das intergalaktische Medium waren weitaus krasser als diejenigen durch die frühere Reionisation. Während diese nur die Bildung von Galaxien mit weniger als ein paar hundert Millionen Sonnenmassen unterdrückte, könnten die Ausflüsse noch zehnmal größere Galaxien zermalmt haben. Vielleicht liegt darin die Antwort auf eines der großen Rätsel der modernen Kosmologie: Den herkömmlichen Modellen der Strukturbildung zufolge sollte es nämlich viel mehr kleine Galaxien geben als tatsächlich vorhanden sind (siehe "Über den Ursprung der Galaxienarten", SdW 09/2002, S. 54).

Jede Generation kosmischer Objekte verändert also das intergalaktische Medium – das wiederum die Eigenschaften der nächsten Generation bestimmt. Die Quellen, die das Universum reionisierten, erzeugten genügend thermischen Druck, um ihre eigene Bildung zu regulieren, und die Winde von Starburst-Galaxien könnten heftig genug gewesen sein, um die Entstehung anderer solcher Galaxien zu unterdrücken (siehe "Das Gas zwischen den Sternen", Spektrum der Wissenschaft 03/2002, S. 30). Derlei Rückkopplungen scheinen ein wahrhaft universeller Mechanismus zu sein – sie sind offenbar auf allen Größenskalen der astronomischen Forschung wirksam.

In diesen vier Haupttypen von Beobachtungen gibt es stürmische Fortschritte. Messungen der Mikrowellen-Hintergrundstrahlung zum Beispiel sind bereits empfindlich genug geworden, um eine leichte Störung durch das intergalaktische Medium nachzuweisen. Zonen ungleichmäßiger Reionisation sollten einige der Mikrowellenphotonen streuen, und heiße Gebiete des intergalaktischen Mediums, etwa Galaxienhaufen, sollten die Strahlung weiter verzerren. Dieses letztere Phänomen – Fachleuten als Sunjajew-Seldowitsch-Effekt bekannt – wurde bereits in einzelnen Haufen untersucht, und seine Auswirkungen auf größerer Skala wurden möglicherweise diesen Sommer mit dem Cosmic Background Imager entdeckt, einem speziellen Radioteleskop zur Erforschung der kosmischen Hintergrundstrahlung.

Mit einer Variante der Quasar-Absorptions-Technik gelangen auch Erkenntnisse über das intergalaktische Medium in unmittelbarer Nachbarschaft des Milchstraßensystems: Ein Team um Kenneth R. Sembach vom Space Telescope Science Institute fand mit dem Satelliten Far Ultraviolet Spectroscopic Explorer (Fuse) Hinweise, dass nahe Gaswolken ähnlich ungleichmäßig verteilt sind, wie man es von der netzartigen Struktur zwischen fernen Galaxienhaufen kennt, und dass sie sich durch ein Millionen Grad heißes Medium bewegen, ähnlich wie das Gas innerhalb von Galaxienhaufen. Die Lokale Gruppe von Galaxien, zu der unser Milchstraßensystem gehört, könnte mithin von einer heißen Hülle aus Gas umgeben sein, deren Eigenschaften sowohl den diffusesten wie den dichtesten Regionen des intergalaktischen Mediums entsprechen. Ähnliche heiße Regionen könnten eine bisher unbekannte Komponente des intergalaktischen Mediums darstellen – und einen Großteil seiner Masse ausmachen.

Die neuen Forschungsergebnisse machen eines klar: Wir haben gerade erst begonnen, die Geschichte des intergalaktischen Mediums zu schreiben, und neue Überraschungen erwarten uns. Wir sind aus der Umgebung des Sonnensystems in die Tiefen der einsamsten Regionen vorgedrungen, die wir uns vorstellen können. Aber unsere Augen gewöhnen sich gerade erst an die unerwartete und komplexe Schönheit des kosmischen Spinnennetzes, das sich über die leersten Plätze des Universums erstreckt.

Literaturhinweise


The Role of Heating and Enrichment in Galaxy Formation. Von Evan Scannapieco und Tom Broadhurst in: Astrophysical Journal, Bd. 549, Heft 1, S. 28 (März 2001).

The Lyman-Alpha Forest at Low-Redshift: Tracing the Dark Matter Filaments. Von Patrick Petitjean, Jan P. Mücket und Ronald E. Kates in: Astronomy & Astrophysics, Bd. 295, Heft 1, S. L9 (März 1995).

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In Kürze


- Nach irdischem Maßstab ist der Weltraum in Erdnähe, wo sich Astronauten aufhalten, praktisch ein Vakuum. Doch der Raum zwischen den Galaxien ist mit nur einem Millionstel der Dichte noch viel "leerer". Früher bezweifelten die Astronomen, dass in einem derart verdünnten Gas überhaupt etwas Interessantes passieren könnte.

- Immer mehr Beobachtungen weisen darauf hin, dass das intergalaktische Medium mindestens drei dramatische Übergänge erlebt hat – mit tief greifenden Auswirkungen auf die Bildung von Galaxien und anderen kosmischen Strukturen.

Aus: Spektrum der Wissenschaft 11 / 2002, Seite 36
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