Noch zu Anfang des 20. Jahrhunderts hielten die meisten Astronomen den Raum zwischen den Sternen für praktisch leer. Doch 1904 entdeckte Johannes Franz Hartmann (1865 bis 1936) vom Observatorium Potsdam im Spektrum des engen Doppelsternsystems Delta Orionis Absorptionslinien, die nicht stellaren Ursprungs sein konnten; vielmehr mußten sie von Gasen hervorgerufen worden sein, die sich auf der Sichtlinie zwischen der Erde und den beiden Himmelskörpern befinden. Der Amerikaner Edward E. Barnard (1857 bis 1923) erkannte schließlich, daß die zahlreichen sternarmen Gebiete im leuchtenden Band der Milchstraße keineswegs materiefrei sind, sondern Gaswolken mit einem vergleichsweise hohen Anteil an Staubpartikeln, die das Licht der dahinter liegenden Sterne absorbieren.

Viele dieser interstellaren Dunkelwolken bedecken relativ große Himmelsareale und haben unregelmäßige Formen; manche erscheinen aber als sehr kompakt und rundlich (Bild 1). Der niederländisch-amerikanische Astronom Bart J. Bok (1906 bis 1983) vermutete 1942 als erster, daß solche kleinen Globulen Vorstufen von Protosternen sein könnten: Sie müssen, weil die Strahlung benachbarter Sterne nicht tief in sie einzudringen vermag, im Inneren relativ kalt sein; mithin können sie sich unter dem Einfluß ihrer eigenen Gravitation zusammenziehen und so den Prozeß der Sternbildung auslösen.

Vor 4,6 Milliarden Jahren entstand aus einem solchen Konglomerat aus Gas und Staub auch die Sonne. Mehr als 30000 Lichtjahre vom Zentrum des Milchstraßensystems entfernt befand sich damals eine Wolke, die hauptsächlich aus Wasserstoff und Helium bestand; schwerere Elemente waren bei der in ihrem Inneren herrschenden Temperatur von nur wenigen Kelvin großteils zu festen Staubkörnchen kondensiert – beispielsweise zu rußähnlichen Kohlenstoffpartikeln, zu Silicaten sowie zu Wasser- und Ammoniak-Kristallen. Wegen der geringen Wärmebewegung der Gas- und Staubteilchen überwog die Wirkung der Schwerkraft, so daß die Materieballung sich weiter zusammenziehen konnte. Je weiter der Kollaps fortschritt, desto höher wurde die Dichte und desto mehr Gravitationsenergie wandelte sich in Wärme um. Schließlich war der Prozeß nach einigen zehntausend Jahren so weit fortgeschritten, daß Dichte und Temperatur im Zentrum Werte erreichten, bei denen die Wasserstoffkerne zu verschmelzen begannen – ein neuer Stern leuchtete auf.

Dieser Vorgang läuft auch heute noch vielerorts in unserer Galaxis ab. Er ist jedoch nicht direkt zu verfolgen, weil die dichten Staubwolken den Blick auf die Protosterne darin versperren. Erst die modernen Beobachtungstechniken erlauben den Astronomen, Einblicke in das Geschehen kurz nach der Sternentstehung zu gewinnen. So kennt man nun junge Objekte, die bereits leuchten, aber noch von einer zirkumstellaren Staubscheibe umgeben sind und Materie in gewaltigen Jets in den Weltraum hinausschleudern (Bild 2).

Auch am Ende ihrer Entwicklungsphase stoßen Sterne einen Teil ihrer Masse ab (Bild 3). Das Gas ist dabei mit schweren Elementen angereichert, die durch Kernfusion in ihrem Inneren oder schon bei früheren Supernova-Explosionen entstanden und in das diese Sterne bildende Material gelangt waren; sie fallen später teilweise als Staub aus und stehen damit für eine neue Sterngeneration zur Verfügung. Auf diese Weise spielt Staub eine bedeutende Rolle im Stoffkreislauf des Milchstraßensystems und in der Evolution der Abermilliarden anderen Galaxien. Die Elemente, aus denen die Erde mit ihren Lebewesen und somit auch wir Menschen bestehen, haben diesen zyklischen Materieaustausch zwischen Sternen und interstellarer Materie ebenfalls mehrmals durchlaufen.

Staub prägt das moderne Bild vom Weltall des weiteren auf recht direkte Art: Dunkle Schwaden verbergen nicht nur viele Sterne und das galaktische Zentrum, sondern auch einen erheblichen Teil der fernen Galaxien und damit des jungen Universums. So befinden sich die meisten der für die frühe Entwicklung des Weltalls bedeutenden Quasare, die zu den fernsten noch sichtbaren Himmelskörpern gehören, hinter Schwärmen von staubhaltigen Galaxien.


Galaktischer Staub

Unser Milchstraßensystem erschiene von außen betrachtet als dünne, scheibenförmige Ansammlung von Sternen mit auffälliger Spiralstruktur. Der Anteil des Staubes an der – ansonsten gasförmigen – interstellaren Materie beträgt ein bis zwei Prozent. Im Mittel ist pro Kubikzentimeter ein Gasatom vorhanden, während in einem würfelförmigen Volumen von 30 Metern Kantenlänge gerade ein Staubkorn von vielleicht nicht einmal einem millionstel Gramm anzutreffen ist. Wegen seiner ungeheuren Weite enthält der interstellare Raum dennoch einen beträchtlichen Teil – ungefähr zehn Prozent – der Gesamtmasse der Galaxis.

Die interstellare Materie ist indes nur dort augenfällig, wo sie sich zu viel dichteren Wolken mit vielfältigem Erscheinungsbild zusammenballt. Die Unterschiede im Aussehen dieser sogenannten Nebel beruhen hauptsächlich auf ihrer Entstehungsgeschichte und ihrer Dichte sowie auf der Art und Weise, wie das Material leuchtet, von anderen Strahlungsquellen beleuchtet wird oder deren Licht verdeckt.

In Richtung des Sternbildes Orion ist ein besonders imposanter Staubwolkenkomplex zu beobachten (Bilder 4 und 5). Er erstreckt sich über etwa 30 mal 20 Quadratgrad des Himmels (was etwa der 3000fachen Fläche des Vollmondes entspricht) und ist ungefähr 1500 Lichtjahre entfernt. Die hellsten Sterne des Orion, die dem Sternbild seine markante Form verleihen, liegen vor der Wolke; das Licht fernerer wird durch den Staub gestreut oder absorbiert und ist mit bloßem Auge nicht wahrzunehmen. Anhand dieser Himmelsregion lassen sich nahezu alle bedeutsamen Eigenschaften des galaktischen Staubes erläutern.

Eine auffällige Struktur nahe dem Stern Zeta Orionis ist der Pferdekopf-Nebel, eine dichte Dunkelwolke, die allein deshalb sichtbar ist, weil sie sich vor dem hellen Hintergrund eines Emissionsnebels abhebt, der durch die energiereiche Ultraviolettstrahlung eines heißen Sterns zum Leuchten angeregt wird (Bild 6). Die dem Profil eines Pferdekopfes tatsächlich verblüffend ähnliche Formation ist ihrerseits nur ein kleiner Teil einer ausgedehnten Staubwolke, deren Vorhandensein sich dem flüchtigen Betrachter zunächst allenfalls indirekt erschließt: Die Sterndichte ist dort viel geringer. Dies rührt freilich daher, daß fast nur Vordergrundsterne zu sehen sind – die in oder hinter der Wolke befindlichen Sterne werden durch sie verdeckt.

Gleichwohl sind einzelne Bereiche der Dunkelwolke direkt erkennbar, denn manche Sterne befinden sich so nahe vor den Staubmassen, daß sie diese anstrahlen. Die Partikel streuen das Licht nach allen Seiten, so daß sie dem irdischen Beobachter als Reflexionsnebel erscheinen. Deren Spektren ähneln damit denjenigen der beleuchtenden Sterne, haben allerdings einen größeren Blauanteil, weil die Staubteilchen blaues Licht effektiver streuen als rotes – hingegen weisen Emissionsnebel, bei denen die Strahlung aus dem Gas selber stammt, eine überwiegend rötliche Farbe auf, und ihr Spektrum enthält nur einzelne Emissionslinien.

Aus der beobachteten Verfärbung der Reflexionsnebel vermögen die Astronomen auf die typische Größe der Staubteilchen in den betreffenden Wolken zu schließen, denn die Streuung ist besonders wirksam, wenn der Durchmesser der streuenden Partikel mit der Lichtwellenlänge vergleichbar ist. Die Staubkörnchen sind demnach wenige Bruchteile eines Mikrometers (tausendstel Millimeters) groß.

Auch das Sternenlicht, das direkt zum Beobachter gelangt, wird durch Streuung verfärbt: Je dicker die interstellare Staubschicht, die das Licht durchqueren muß, desto mehr Blauanteile aus dem Spektrum werden aus der Sichtlinie weggestreut: Die Sterne erscheinen folglich gerötet – vergleichbar der Abendsonne, deren Licht eine dicke Luftschicht durchqueren muß. Infrarotes Licht mit Wellenlängen um ein Mikrometer vermag den Staub besser zu durchdringen, weil es weniger gestreut wird als das kürzerwellige sichtbare. Folglich sind auf Infrarot-Aufnahmen selbst Sterne tief im Inneren einer Dunkelwolke erkennbar (Bild 7). Diese Objekte haben sich erst vor kurzem aus dem Gas der Wolke gebildet und befinden sich noch am Anfang ihrer Entwicklung; wären sie älter, hätten sie mit ihrem Strahlungsdruck längst die sie umgebende Wolke fortgeblasen – ein Vorgang, wie er kürzlich mit dem Hubble-Weltraumteleskop in einem anderen Sternentstehungsgebiet, dem Emissionsnebel M16, registriert wurde (Bild 8).


Entstehung von Sternen und Planetensystemen

Inmitten der Gas- und Staubmassen der Dunkelwolken spielt sich demnach ein Prozeß ab, der den Astronomen lange verborgen geblieben war: die Bildung neuer Sterne. Erst moderne Techniken wie insbesondere die der Infrarot-Astronomie, einer vergleichsweise jungen astronomischen Disziplin, lassen mit leistungsfähigen Detektoren an speziell ausgerüsteten Großteleskopen oder auf Satelliten tiefer in diese dichten Staubansammlungen schauen und helfen, die Mechanismen der Sternentstehung zu enträtseln.

Eines der nächstgelegenen Sternentstehungsgebiete liegt wiederum in unserem paradigmatischen Sternbild: der Orion-Nebel. C. Robert O'Dell von der Rice-Universität in Houston (Texas) und Mark McCaughrean vom Max-Planck-Institut für Astronomie in Heidelberg haben diese Region im sichtbaren und im infraroten Licht untersucht. Ihren Aufnahmen in bis dahin unerreichter Detailschärfe (Bild 9) lassen sich neue Informationen zur Bildung von Planetensystemen entnehmen: Zunächst sind im Infraroten weit mehr Sterne zu sehen als im sichtbaren Licht, weil die meisten von ihnen sehr jung und offenbar noch in Staubwolken eingebettet sind. Doch sensationell ist die Beobachtung, daß etwa die Hälfte der Sterne, die vor dem leuchtenden Nebel stehen, von flachen, dunklen Scheiben umgeben sind (Bild 10). Sowohl die Abmessungen als auch die abgeschätzten Massen weisen darauf hin, daß es sich um Vorläufer von Planetensystemen handelt.

An anderen Stellen des Orion-Nebels sind Jets aus leuchtendem Gas erkennbar. Wie die Astronomen inzwischen wissen, hängt dieses Phänomen unmittelbar mit der Frühphase der Stern- und Staubscheibenbildung zusammen. Vermutlich ist die Bildung der stark gebündelten Jets auf ein Magnetfeld zurückzuführen, das sich während des Gravitationskollapses der Dunkelwolke verstärkt hat. Die Materiestrahlen treten beidseitig längs der Rotationsachse eines Gas- und Staubstrudels aus, der den jungen Stern umgibt. Die Reste des Strudels formen später die protoplanetaren Scheiben.

Solche Jets hatten erstmals der amerikanische Astronom George Herbig und sein mexikanischer Kollege Guillermo Haro unabhängig voneinander in den fünfziger Jahren entdeckt. Bei den Objekten im Orion-Nebel stecken die verursachenden Protosterne selbst noch in den dichten Schwaden der ausgedehnten Gas- und Staubwolke; doch beim nur 450 Lichtjahre entfernten Herbig-Haro-Objekt HH30 im Sternbild Stier behindert nichts den Blick auf den scheibenförmigen Strudel, den man fast genau von der Kante her sieht (Bild 2). Der wahrscheinliche Vorläufer eines Planetensystems zeichnet sich dunkel ab, wohingegen der darin verborgene junge Stern die dünneren äußeren Schichten des Strudels zum Leuchten anregt.


Mehr Staub als angenommen

Sich bildende und vergehende Sterne spielen eine bedeutende Rolle im Stoffkreislauf einer Galaxie. Um aber die Entwicklung von Sternsystemen insgesamt zu verstehen, muß man ihren Staubgehalt kennen. Aufschluß darüber können nur direkte Messungen geben.

Interstellarer Staub, der das Licht benachbarter Sterne absorbiert, erwärmt sich auf Temperaturen von einigen Dutzend Kelvin. Die zugeführte Energie gibt er wieder als Wärmestrahlung ab, deren Maximum im langwelligen Infraroten liegt. Von der Erde aus ist dieser Bereich des elektromagnetischen Spektrums aber nicht zugänglich, weil er von der Atmosphäre absorbiert wird. Derartige Messungen wurden erst mit speziell gekühlten und abgeschirmten Instrumenten im Weltraum – beispielsweise in einer Erdumlaufbahn – möglich.

Der bereits Anfang 1983 gestartete Satellit IRAS (Infrared Astronomical Satellite) führte eine Durchmusterung des gesamten Himmels bei Wellenlängen von 12, 25, 60 und 100 Mikrometern durch. Dieses Projekt erbrachte wesentliche Erkenntnisse über die Verteilung warmer Staubschwaden im Milchstraßensystem und in anderen Galaxien (Bild 5). Der im November 1995 gestartete europäische Satellit ISO (Infrared Satellite Observatory) ist das erste vollständig ausgerüstete Teleskop, das im langwelligen Infraroten beobachten kann; es enthält Kameras sowie verschiedene Photo- und Spektrometer zur umfassenden Analyse von Einzelquellen und vermag den Wellenlängenbereich zwischen 2,4 und 240 Mikrometern zu erfassen. Von dieser erdumkreisenden Sternwarte sind wesentliche Fortschritte in der Infrarot-Astronomie zu erwarten.

Die bisherigen Daten zeigen, daß Sternentstehungsgebiete innerhalb der Spiralarme von Galaxien liegen; im Raum dazwischen bilden sich kaum neue Sterne. Weil IRAS aber Staub, der kälter als etwa 30 Kelvin ist, kaum zu registrieren vermochte, blieb ungeklärt, ob es nicht – gerade zwischen den Spiralarmen – noch unentdeckte Staubmassen gibt. Über diese Frage gab es unter den Fachleuten eine heftige Kontroverse.

Eine internationale Forschergruppe – die Astrophysiker David Block von der Universität Witwatersrand in Johannisburg (Südafrika), Adolf Witt von der Universität Toledo (US-Bundesstaat Ohio) und Preben Grosbøl von der Europäischen Südsternwarte (ESO) in Garching bei München sowie die beobachtenden Astronomen Alan Stockton von der Universität von Hawaii in Honolulu und Andrea Moneti von der ESO in La Silla (Chile) – setzte ein völlig neues Verfahren ein, um nach kaltem Staub zu fahnden. Die Idee dafür ist ebenso einfach wie genial: Man nehme zwei Photographien einer Galaxie, eine im sichtbaren Licht, die andere im nahen Infraroten aufgenommen, lasse einen Computer für jeden Bildpunkt das Verhältnis von Normal- zu Infrarothelligkeit berechnen und verwende das Ergebnis für eine neue Darstellung des Sternsystems. Darin sind dann staubhaltige Gebiete zu erkennen; dunkel ist das neue Bild dort, wo die Galaxie im Infraroten viel heller ist als im sichtbaren Licht, wo der Staub also die Sterne rötet.

Mit diesem Verfahren konnten die Wissenschaftler nicht nur nachweisen, daß es auch Staub zwischen den Spiralarmen gibt, sondern zudem den gesamten Staubgehalt der Galaxie abschätzen. Sie machten dabei die bedeutsame Entdeckung, daß das System NGC2997 etwa zehnmal soviel Staub enthält wie zuvor aus den IRAS-Aufnahmen im fernen Infrarot abgeleitet (Bild 11).

Inzwischen hat das Forscherteam seine Methode auf verschiedene Galaxientypen angewandt. Es ergaben sich überall vergleichbare Resultate, was unter den Astronomen für Aufregung sorgte. Noch ist nicht zur Gänze absehbar, welche wissenschaftlichen Konsequenzen sich im einzelnen daraus ergeben.


Rote Quasare

Wenngleich der Anteil des Staubes an der gesamten Materie im sichtbaren Weltall nicht einmal ein Promille beträgt, hat er doch für die astronomischen Beobachtungen und für darauf aufbauende Theorien enorme Bedeutung: Wäre er gleichmäßig verteilt, würde er das Universum mit zunehmender Entfernung immer stärker verdunkeln und den Blick auf die fernsten Galaxien, die Aufschluß geben können über die früheste Entwicklung des Kosmos, sogar gänzlich verhindern. Weil der Staub jedoch an Sternsysteme gebunden ist, verdunkelt er nur einen gewissen Teil der Sichtlinien. Wie bedeutsam dieser Effekt ist und welche Folgen es für die Kosmologie hat, daß die Astronomen ausschließlich Befunde von Beobachtungen auf den staubfreien Sichtlinien erörtern, läßt sich bislang allenfalls qualitativ bewerten.

Beträchtliche Konsequenzen ergeben sich sehr wahrscheinlich für die Quasare, die fernsten Himmelskörper überhaupt, die man noch nachzuweisen vermag. Dies sind äußerst leuchtkräftige, sogenannte aktive Kerne von Galaxien, die vermutlich wesentlich mit deren Entstehung verknüpft sind. Sie sind deshalb Schlüsselobjekte für die Kosmologie. Bei sehr großen Entfernungen, in denen weniger als ein Fünftel des jetzigen Weltalters verstrichen ist, nimmt die Häufigkeit der Quasare jedoch drastisch ab. Hat es vielleicht zuvor noch keine Galaxien gegeben?

Eine andere Erklärung vertritt seit mehr als zehn Jahren der Astrophysiker Jeremiah P. Ostriker von der Universität Princeton (New Jersey). Wenige Milliarden Jahre nach dem Urknall war das Universum wesentlich kleiner als heute – die Galaxien standen folglich viel dichter zusammen. Schaut man nun zu den fernsten noch erkennbaren Sternsystemen und damit in das frühe Universum, so gibt es kaum Sichtlinien, die zwischen näheren Galaxien hindurchführen. Möglicherweise verdeckt also der Staub in den Vordergrundsystemen die ferneren Quasare.

Gegen Ostrikers Idee sprach freilich bisher der für eine solche Filterwirkung als zu gering erachtete Staubgehalt der Galaxien. Das hat sich nun mit den Beobachtungen an NGC2997 und anderen Sternsystemen geändert.

Zu Ostrikers Vermutung paßt zudem die Entdeckung einer australischen Gruppe unter Leitung von Rachel Webster von der Universität Melbourne. Die Forscher hatten die optischen Helligkeiten und Farben einer Quasar-Stichprobe analysiert, die mit dem Parkes-Radioteleskop in Neusüdwales erstellt worden war. Demnach strahlte etwa die Hälfte der Quasare ein auffallend rotes Licht aus – obwohl diese eigentlich als blaue Himmelskörper bekannt waren. Insbesondere erschienen die weniger hellen Quasare gerötet, also jene, die man zuvor nicht ausreichend untersucht hatte. Genauso würden, wie wir inzwischen wissen, Quasare hinter staubhaltigen Galaxien aussehen.

Bisher ist freilich nicht gewiß, ob dies die tatsächliche Ursache der Rotverfärbung ist; es könnte sich auch um eine Anomalie in den Quellen selbst handeln. Des weiteren wäre noch zu klären, ob sich der Staub – falls er den Effekt bewirkt – in Vordergrundsystemen befindet oder in der Muttergalaxie des jeweiligen Quasars. Ostrikers Modell bedarf also noch zusätzlicher empirischer Stützen.

Die Erkenntnis, daß die von Block und seinen Kollegen untersuchten Galaxien genug Staub enthalten, um dahinter liegende Quasare stark röten zu können, reicht als Bestätigung nicht aus, denn diese Sternsysteme sind allesamt relativ nahe und damit weit entwickelt. Im noch jungen Universum gab es womöglich wesentlich weniger Staub. Und Blocks Methode läßt sich auf mehrere Milliarden Lichtjahre entfernte Galaxien nicht anwenden – sie erscheinen, wenn überhaupt, nur noch als lichtschwache diffuse Fleckchen.


Quasar-Absorptionslinien

Es gibt allerdings eine Klasse von Quasaren, von denen man weiß, daß ihre bei der Erde ankommende Strahlung Spiralgalaxien durchdrungen hat (Bild 12). Im Spektrum solcher Quellen ist nun eine bestimmte, als Lyman-alpha bezeichnete Absorptionslinie des Wasserstoffs besonders breit, gleichsam gedämpft (Bild 13). Dies rührt daher, daß eine Vordergrundgalaxie in einem bestimmten Wellenlängenbereich Licht des Quasars absorbiert. Aus der Stärke der Linie läßt sich auf den Gasgehalt der Galaxie schließen. Von besonderer Bedeutung ist, daß das Quasar-Spektrum außerdem viel schmalere Absorptionslinien schwerer Elemente enthält, die im Gas der Galaxie vorhanden sind. Damit läßt sich die Anreicherung dieser Elemente direkt messen und der Staubgehalt abschätzen.

Zwar variieren die so ermittelten Werte für verschiedene ferne Sternsysteme erheblich, doch bemerkenswerterweise haben sie im Mittel nur einen zehnfach niedrigeren Anreicherungsgrad als nahe. Man sieht also offenbar verschiedene Etappen in ihrer chemischen Evolution. Weil die untersuchte Stichprobe nur solche Galaxien enthält, die sich zufällig vor Quasaren befinden, und die Sichtlinien als repräsentativ angesehen werden können, schien ein Fehler in dieser statistischen Aussage ausgeschlossen zu sein – so glaubten jedenfalls die meisten Kosmologen bisher.

Doch wahrscheinlich gibt es einen heimtückischen Auswahleffekt, der damit zu tun hat, wie die Quasare, in deren Spektren man nach den Spuren ferner Galaxien suchte, entdeckt worden waren. Im Gegensatz zu der Untersuchung von Rachel Webster und ihren Kollegen, die ihre Quasar-Stichprobe einer vollständigen Radiodurchmusterung des Himmels entnommen hatten, lagen den Spektraluntersuchungen Quellen zugrunde, die mit optischen Teleskopen gefunden worden waren. Der entscheidende Unterschied ist, daß Staub die Radiostrahlung nicht absorbiert. Folglich wird eine im Radiobereich entdeckte Stichprobe von Quasaren Sichtlinien bieten, die hinsichtlich ihres Staubgehaltes repräsentativ sind, eine im sichtbaren Licht ausgewählte hingegen überdurchschnittlich viele staubarme Sichtlinien aufweisen.

Ein Beispiel mag die Bedeutung dieses Auswahleffekts verdeutlichen. Angenommen, die Hälfte der Sichtlinien zu den fernen Quasaren passiere jeweils genau eine Galaxie, die den dahinter liegenden Quasar so stark rötet, daß er im sichtbaren Licht nur noch als halb so hell wie bei unverstellter Sicht erscheint. Die andere Hälfte der Sichtlinien sei hingegen staubfrei. Bei einer radioastronomischen Stichprobe von Quasaren wird man dann jede zweite Quelle im sichtbaren Licht gerötet finden, ähnlich den Ergebnissen der australischen Forscher.

Für die Stichprobe der im sichtbaren Spektralbereich entdeckten Quasare sei der Einfachheit halber angenommen, daß alle dem Beobachter gleich hell erscheinen. Die geröteten Quellen müßten dann doppelt soviel Licht aussenden. Nun ist aber die beobachtete Anzahl von Quasaren stark von deren Leuchtkraft abhängig: Doppelt so leuchtkräftige sind zehnfach seltener. Daraus folgt, daß nur jede zwanzigste Sichtlinie der optischen Stichprobe zu einem geröteten Quasar weisen würde. Das Weltall erschiene damit im Mittel um einen Faktor zehn zu staubarm. (Das Beipiel ist so gewählt, daß sich der aus den Beobachtungen abgeleitete Befund ergibt.)

Die Spektraluntersuchungen lassen sich demnach so interpretieren, daß es bereits wenige Milliarden Jahre nach dem Urknall ebenso viel Staub in den Galaxien gab wie heute. Nur haben die Astronomen – wegen des Auswahleffekts – in den Quasar-Spektren vorzugsweise die Spuren relativ staubarmer Galaxien analysiert.

Wie läßt sich der Auswahleffekt umgehen? Dadurch, daß man künftig vollständige Stichproben von Quasaren spektroskopisch untersucht, die im Radiobereich entdeckt wurden. Darunter werden dann auch optisch schwache Quellen sein, welche die Astronomen nur mit den leistungsfähigsten Großteleskopen mit stundenlanger Belichtungszeit registrieren können.

Nebenbei wird sich dann auch klären, ob tatsächlich Vordergrundgalaxien für die Rötung einiger Quasare verantwortlich sind. Der Aufwand dürfte lohnen, weil damit die chemische Entwicklung des Alls überhaupt erst quantitativ verständlich würde.

Literaturhinweise

- Das Universum der Sterne. Von Michael Rowan-Robinson. Spektrum Akademischer Verlag, 1993.

– Sterne. Die physikalische Welt der kosmischen Sonnen. Von James B. Kaler. Spektrum Akademischer Verlag, 1993.

– Bau und Physik der Galaxis. Von Helmut Scheffler und Hans Elsässer. BI-Wissenschaftsverlag, 1991.

– Stellare Jets. Von Thomas Bührke in: Sterne und Weltraum, Juni 1995, Seite 452.

– Facetten der Astronomie. Herausgegeben von Heinz Völk. Barth-Verlag, 1993.


Aus: Spektrum der Wissenschaft 2 / 1996, Seite 56
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