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Hat es einem die Sternentstehung angetan, muss man sich der dunklen Seite des Kosmos zuwenden, kalten Wolken molekularen Gases, vermischt mit etwas Staub. Wir betreten den Tummelplatz der Infrarot- und Radioastronomen. Bevor nicht ein Stern in einer solchen Dunkelwolke aufflammt, sieht ein herkömmlicher Astronom buchstäblich nichts.

Globule Barnard 68

Als William Herschel dies sah, habe er verwundert gerufen «Mein Gott, da ist ein Loch im Himmel». Das vermeintliche Loch ist eine staubige Molekülwolke. Der Staub verhindert wie ein Vorhang die Sicht auf die dahinterliegenden Sterne. Verglichen mit der Menge molekularen Wasserstoffs fällt der Staub nicht ins Gewicht. Trotzdem ist er wichtig: Er kühlt die Wolke und ermöglicht so deren Kollaps. Außerdem stellt er das Rohmaterial für Planeten. Aus dem Staub einer solchen Globule ließen sich zig-tausend Erdkugeln formen. Die Wolke selbst ist sieben Lichtmonate groß und enthält drei Sonnenmassen an H$_2$-Gas. Aufgrund des niedrigen Innendrucks steht sie kurz vor der gravitativen Implosion. Vielleicht schon in wenigen hunderttausend Jahren sieht man dort am Himmel nur noch einen neugeborenen Stern.

Photographieren wir dieselbe Dunkelwolke im infraroten Licht, wird sie durchsichtig, was bedeutet, dass die Staubteilchen kleiner als die Wellenlänge infraroten Lichts sein müssen. Nebelsichtgeräte und Radar nutzen diesen Effekt schon lange technisch aus.

VLA (Very Large Array)

Infrarot- und Radioastronomen verfügen also über die Werkzeuge, um ins Dunkel vorzudringen. Allerdings mussten sie zuvor einen entscheidenden Nachteil ihrer Langwellen-Technik kompensieren. Bei langen Wellen sieht man schlechter! Das wissen Mikroskopiker. Mit blauem Licht erkennen sie feinere Details als mit roten. Je größer die Wellenlänge der Strahlung, desto miserabler das Auflösungsvermögen. Allein ein Radioteleskop von vielen Kilometern Durchmesser könnte diesen Nachteil durch seine gigantischen Ausmaße wettmachen. Solch einen Koloss kann niemand bauen, geschweige denn bezahlen. Man ist deshalb auf den Trick verfallen, viele kleine Teleskope untereinander zu vernetzen. Sie erreichen dann zwar nicht die Empfindlichkeit eines einzelnen Riesenteleskops (die Gesamtfläche ist zu klein), aber dessen theoretisches Auflösungsvermögen. Mit derartigen Interferometern kann man nun Molekülwolken messerscharf sezieren. Was man findet? Beispielsweise den Kern einer Molekülwolke (B 335), der anfängt zu kollabieren. Radioastronomen benutzen bevorzugt die Linienstrahlung gewisser Moleküle, weil sie dann neben der Intensität, die natürlich Rückschlüsse auf die Menge der Moleküle gestattet, auch über den sog. Dopplereffekt eine Information über die Bewegung des Gases erhalten. (Wasserstoff ist zwar bei weitem die wichtigste Molekülspezies in einer Dunkelwolke, aber nicht leicht zu beobachten, weshalb man gerne auf weniger häufige, aber dafür leichter beobachtbare Moleküle, sog. Tracer, wie Kohlenmonoxid zurückgreift.)

Im Falle von B 335 stellte sich heraus, dass der hintere Teil der Wolke verglichen mit dem vorderen auf uns mit mehreren hundert Metern pro Sekunde zurast. Hier findet vor unseren Radioaugen offenkundig eine Verdichtung statt! Woher man weiß, was vorne und hinten ist? Die Strahlung vom hinteren Teil muss durch die Wolke hindurch und ist deshalb schwächer als die, die uns von vorne erreicht.

Ein Blick auf ALMA, das bald weltgrößte mm/Sub-mm-Teleskop:

ALMA (Atacama Large Millimeter Array)