Das Licht ferner Quasare bietet eine einzigartige und hochempfindliche Möglichkeit, den Raum zwischen uns und diesen extrem hellen Kernen gerade entstehender Galaxien auszuloten; denn in seinem Spektrum verrät sich gasförmige Materie entlang der Sichtlinie durch charakteristische Absorptionsbanden. Auf diese Weise ließen sich nun mit den leistungsfähigsten Instrumenten, die den Astronomen augenblicklich zur Verfügung stehen – dem Hubble-Weltraumteleskop und dem 10-Meter-Keck-Teleskop auf Hawaii –, wichtige Informationen über die Beschaffenheit des intergalaktischen Mediums gewinnen. Sie bestätigen die herkömmlichen Vorstellungen über Ursprung und Entwicklung des Kosmos.

Nach dieser Theorie ist das Universum vor mindestens 15 Milliarden Jahren beim Urknall entstanden und hat sich seither stetig ausgedehnt. Diese Expansion bedingt wegen des Doppler-Effektes eine mit der Entfernung zunehmende Rotverschiebung, das heißt Vergrößerung der Wellenlänge der von leuchtenden Objekten wie den Quasaren ausgehenden Strahlung; ebenso sind die Absorptionsbanden intergalaktischer Gasansammlungen je nach deren Entfernung zu größeren Wellenlängen verschoben.

Die Galaxien, die sich aus dem zunächst fast homogen verteilten Urgas verdichtet haben, bilden als sogenannte Haufen und Superhaufen blasenförmige Strukturen. Somit gleicht das All einem Schwamm, dessen Hohlräume mehrere Dutzend Millionen Lichtjahre groß sind. Da man im Spektrum weit entfernter Quasare eine beträchtliche Anzahl scharfer Absorptionslinien findet, den sogenannten Lyman-Alpha-Wald, gibt es in der Nähe von Galaxienhaufen und an den Wänden der Blasen vermutlich große Wasserstoffwolken. Wie aber sieht es im Inneren der Hohlräume aus? Enthalten sie keinerlei Materie?

Auch darüber läßt sich aus Quasarspektren Aufschluß gewinnen. Existiert ein feinverteiltes intergalaktisches Medium, sollte es nämlich das Hintergrundlicht eines Quasars bei allen Wellenlängen zwischen der charakteristischen Absorptionsbande des jeweiligen Elements und der entsprechend rotverschobenen Bande abschwächen. Allerdings konnte auf diese Weise bis heute kein Wasserstoff in den kosmischen Blasen nachgewiesen werden. Sollte es ihn dennoch geben (was allgemein vermutet wird), müßte er darum wohl in ionisierter Form vorliegen: In diesem Zustand hat er kein Elektron mehr, das sich durch Absorption von Licht auf ein höheres Energieniveau heben ließe, und kann deshalb auch keinerlei Strahlung verschlucken.

Helium dagegen verfügt in einfach ionisierter Form noch über ein anregbares Elektron. Seine Hauptabsorptionsbande liegt allerdings im Röntgen-Ultraviolett-Bereich (bei 30,4 Nanometern) und wird auch in großen Entfernungen lediglich bis ins normale Ultraviolett (zwischen 200 und 400 Nanometern) verschoben. Deshalb kann man, weil die Erdatmosphäre Strahlung mit Wellenlängen unter 400 Nanometern nicht durchläßt, die He+-Bande nur von Satelliten aus nachweisen – etwa mit der UV-empfindlichen Faint Object Camera des Hubble-Weltraumteleskops, die Wellenlängen oberhalb von 125 Nanometern zu registrieren vermag.

lonisiertes Helium im intergalaktischen Medium

So machte sich eine Gruppe von europäischen und amerikanischen Astronomen, geleitet von Peter Jakobsen von der Europäischen Raumfahrtagentur ESA, 1990 auf die Suche nach einem geeigneten Quasar. Er hatte zwei Bedingungen zu erfüllen: Seine Rotverschiebung mußte groß genug sein, damit die Helium-Bande in den Bereich oberhalb von 125 Nanometern fällt, und es durften keine Wasserstoff-Wolken zwischen ihm und der Erde liegen, die im gleichen Wellenlängenbereich wie ionisiertes Helium absorbieren.

Ende 1992 fanden die Forscher ein geeignet scheinendes Exemplar: Q 0302003 im Sternbild Walfisch mit einer Rotverschiebung von 3,286. Doch erst nach dem im Dezember 1993 der Spiegelfehler des Weltraumteleskops korrigiert worden war, ließ sich ein hinreichend gutes UV-Spektrum des Quasars gewinnen (Bild 2). Tatsächlich zeigt es Absorptionen unterhalb von 131 Nanometern, wie sie durch ionisiertes Helium im intergalaktischen Raum erzeugt werden sollten ("Nature", Band 370, Seite 35, 7. Juli 1994).

Demnach gibt es zwischen den Galaxienhaufen ein weitgehend ionisiertes Plasma aus Helium und somit sicherlich auch Wasserstoff. Die Ionisierung dürfte auf energiereiche Strahlung von Quasaren und jungen Galaxien zurückzuführen sein. Weil das intergalaktische Medium ein nahezu unverändertes Relikt des Urgases vom Anfang der Welt ist, bestätigt die Entdeckung der ESA-Forscher zumindest qualitativ die Aussage des Urknall-Modells, daß Helium schon im sehr frühen Universum existiert hat.

Intergalaktisches Deuterium

Eine weitere glänzende Bestätigung dieses Modells lieferten ebenfalls in jüngster Zeit zwei andere Untersuchungen hochaufgelöster Quasarspektren durch Arbeitsgruppen um A. Songaila und L. L. Cowie von der Universität von Hawaii in Honolulu. Bei der einen ist es erstmals gelungen, Deuterium außerhalb der Milchstraße nachzuweisen ("Nature", Band 368, Seite 599, 14. April 1994). Dazu hatten die Forscher den Quasar Q0014+813 (Rotverschiebung 3,3) insgesamt vier Stunden lang mit dem Spektrographen des Keck-Teleskops auf dem Mauna Kea auf Hawaii angepeilt, dem momentan leistungsfähigsten Spiegelteleskop auf der Welt (Bild 1). Mit ihm ließen sich im Lyman-Wald des Quasarspektrums erstmals die sehr viel schwächeren Deuterium-Banden ausmachen, und daraus konnte das Verhältnis zwischen schwerem und leichtem Wasserstoff in der betreffenden intergalaktischen Gaswolke zu 1 zu 5000 bestimmt werden.

Dieser Wert liegt über dem in der Milchstraße. Das ist jedoch nicht verwunderlich; denn Deuterium wird bei den Kernfusionsprozessen im Inneren der Sterne stärker aufgezehrt als Wasserstoff und sollte deshalb in älteren, weiterentwickelten Galaxien wie der Milchstraße seltener sein als in noch relativ ursprünglichen intergalaktischen Gaswolken. Das gemessene Verhältnis steht jedenfalls in gutem Einklang mit den Aussagen der Urknall-Theorie und den schon früher ermittelten Konzentrationen der anderen leichten Elemente. Interessanterweise veröffentlichte eine international zusammengesetzte Astronomengruppe um R. Carswell von der Universität Cambridge (England), die mit dem 4-Meter-Teleskop des Kitt-Peak-Observatoriums in Arizona zufällig dieselbe Lyman-Wolke untersucht hatte, wenig später ähnliche Ergebnisse ("Monthly Notices of the Royal Astronomical Society", Band 270, Heft 3, Seite 575).

Allerdings ergibt sich aus diesem Deuterium-Wasserstoff-Verhältnis eine um ein Drittel geringere mittlere Baryonendichte des Universums, als in der Regel angenommen wird (baryonische Materie besteht aus Protonen und Neutronen). Mit 0,5 Prozent jener Masse, bei der die Expansion des Alls irgendwann gerade zum Stillstand käme, entspräche sie ziemlich genau dem aus der sichtbaren, das heißt leuchtenden Materie bestimmten Wert. Das aber hieße, daß die nur indirekt über ihre Schwerewirkung erschlossene dunkle Materie in und zwischen Galaxien und Galaxienhaufen nicht-baryonisch sein müßte. Sie könnte beispielsweise aus Neutrinos bestehen, falls diese nicht masselos sind, oder aber aus exotischen, bislang noch nicht experimentell nachgewiesenen Elementarteilchen, wie Theorien zur umfassenden Vereinheitlichung der Naturkräfte sie postulieren.

Temperaturzunahme der kosmischen Hintergrundstrahlung mit dem Abstand

Anhand eines anderen Quasarspektrums vermochten Songaila, Cowie und mehrere Kollegen mit dem Keck-Spektrographen eine weitere bedeutsame Aussage der Urknall-Theorie zu bestätigen: die lineare Temperaturzunahme der kosmischen Hintergrundstrahlung mit wachsender Rotverschiebung beziehungsweise Entfernung. Weil Licht sich nur mit endlicher Geschwindigkeit ausbreitet, ist ein Blick hinaus in den Raum zugleich auch ein Blick zurück in die Vergangenheit. Nun muß der Urknall-Theorie zufolge das Universum früher nicht nur kleiner, sondern auch heißer gewesen sein, weil die Energie der Explosion an seinem Beginn noch lange in ihm nachwirkte. Heute ist dieses Nachglimmen des Feuerball-Stadiums auf 2,73 Kelvin (-270,4 Grad Celsius) abgekühlt und äußert sich als alles erfüllende Mikrowellen-Hintergrundstrahlung .

Diese schwache Strahlung sollte in entfernteren und damit jüngeren Regionen des Universums jedoch energiereicher sein. Je nach ihrer Energie kann sie aber unterschiedliche atomare Übergänge in den intergalaktischen Gaswolken anregen. Dadurch spalten sich manche Absorptionslinien in mehrere dicht beieinanderliegende auf. Anhand dieser charakteristischen Feinstruktur, welche in hochaufgelösten Spektralaufnahmen sichtbar wird, läßt sich somit indirekt die Temperatur der Hintergrundstrahlung bestimmen. An Cyan-Molekülen (CN) bei nahen Sternen ergab diese Methode Werte, die sehr gut mit den direkten Temperatur-Messungen von Satelliten und Ballonen übereinstimmen.

In Quasarspektren sind bislang allerdings keine CN-Linien entdeckt worden. Doch erbrachten erste Messungen mit dem Keck-Teleskop an ionisiertem Kohlenstoff (C+) in einer Wolke vor dem Quasar Q 0636 + 68 bei einer Rotverschiebung von 2,9 eine Temperatur von höchstens 13,5 Kelvin. Dieser Wert steht in gutem Einklang mit den theoretisch geforderten 10,66 Kelvin.

Die jüngste Bestimmung an neutralem Kohlenstoff über insgesamt 13 Stunden bei dem Quasar 1131 + 170 lieferte noch präzisere Resultate. Demnach hat die Hintergrundstrahlung bei zwei eng benachbarten Wolken mit einer Rotverschiebung von 1,776 eine Temperatur von 7,4 + 0,8 beziehungsweise 10,4 + 0,5 Kelvin, während nach der Urknall-Theorie 7,58 Kelvin zu erwarten wären ("Nature", Band 371, Seite 43, 1. September 1994). Auch in diesem Falle markieren die Meßwerte obere Grenzen, weil zusätzliche lokale Anregungen etwa durch Kollisionen der Kohlenstoffmit Wasserstoffatomen – die Temperatur in nicht bekanntem Maße erhöhen können. Solche Anregungen scheinen bei der einen Wolke eine wesentliche Rolle zu spielen.

So überzeugend diese Befunde sind, sollten sie doch durch weitere Messungen überprüft werden. Immerhin besteht die Möglichkeit, daß die als Helium- und Deuterium-Linien gedeuteten Absorptionen in Wahrheit von unentdeckten Wasserstoffwolken im Vordergrund stammen, wenn auch die Wahrscheinlichkeit dafür gering ist. Ebenso bleibt vorerst ungewiß, wie gleichförmig das ionisierte Helium im intergalaktischen Medium verteilt ist. Über beide Punkte können geeignete Spektren anderer Quasare Klarheit schaffen. Sie werden es zugleich erlauben, das sogenannte kosmologische Prinzip erneut zu überprüfen, demzufolge das Universum im großen und ganzen überall die gleiche Struktur und Zusammensetzung hat.

Mit neuen Satelliten-Teleskopen, die im kurzwelligeren UV-Bereich empfindlich sind, ließe sich auch die Materie zwischen nähergelegenen Galaxienhaufen erforschen. Der Nachweis von ionisiertem Helium unterhalb einer Rotverschiebung von 2 ist freilich unmöglich, weil die Absorptionslinien dann so weit im Röntgen-Ultraviolett liegen, daß der neutrale Wasserstoff innerhalb der Milchstraße die Sicht versperrt. Solange also kein anderes Element im intergalaktischen Medium nachweisbar ist, werden wir, was den Inhalt dieses Mediums betrifft, über die fernsten Regionen des Alls mehr wissen als über die Verhältnisse vor unserer kosmischen Haustür.


Aus: Spektrum der Wissenschaft 2 / 1995, Seite 14
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