Quasare zählen zu den exotischeren unter den
astronomischen Objekten. Es handelt sich um ein
Klasse von intrinsisch besonders leuchtkräftigen Objekten,
deren erste Vertreter vor etwa 30 Jahren entdeckt wurden.
Wir wissen mittlerweile, daß das Licht der Quasare im Zentrum weit
entfernter Galaxien erzeugt wird und die Mehrheit der Astronomen
glaubt, daß Reibungsprozesse beim Aufströmen von Materie auf
im Zentrum dieser Galaxien befindliche supermassive schwarze Löcher
für die Freisetzung der dabei abgestrahlten Energie verantwortlich
sind. Auf Grund ihrer enormen Leuchtkräfte, die die einer
normalen Galaxie um das 100.000-fache übersteigen können, sind auch
sehr weit entfernte Quasare noch beobachtbar. Auf dem Weg zur Erde
unterliegt das Licht der Quasare dabei der Wechselwirkung
(Streuung, Absorption) mit der gesamten gasförmige Materie entlang
der Sichtlinie. Die Spektren von Quasaren enthalten daher
Informationen über die Gasverteilung entlang der Sichtlinie in der
Form von Absorptionslinien. Das Spektrum eines Quasars enthält
Hunderte von einzelnen Absorptionslinien, hauptsächlich
Lyman alpha (Ly
) Absorptionslinien des atomaren Wasserstoff.
Die Wellenlängen dieser Absorptionslinien sind durch die Expansion
des Universum mit zunehmender Entfernung des absorbierenden Gases
immer weiter zum Roten hin verschoben und daher über einen weiten
Wellenlängenbereich
im Spektrum verteilt. Aus der beobachteten Wellenlänge einer
Absorptionslinie läß t sich die Entfernung des für die Absorption
verantwortlichen Gases bestimmen. Breite, Tiefe und exakte Form des
Linienprofils enthalten Informationen über Temperatur,
Bewegungszustand und den Ionisationszustand des absorbierenden Gases.
Genauer physikalischer Zustand und globale Verteilung des Gases sind lange Zeit unklar geblieben. Dies lag daran, daß grundlegende Eigenschaften wie Größ e, Masse und Dichte einzelner Absorber nur sehr ungenau aus den Beobachtungen bestimmt werden konnten. Da die räumliche Anzahldichte der Absorber wesentlich größ er als die von Galaxien zu sein scheint, wurden sie ursprünglich als intergalaktische Wolken bezeichnet. Es gab aber eine ganze Reihe verschiedener detaillierter, sich zum Teil widersprechender Erklärungsversuche: riesige zu einer bislang unbekannten Klasse von Galaxien gehörende Gasscheiben; leuchtschwache blaue Galaxien; riesige, normale Galaxien umgebende Gashalos; durch Gezeitenwechselwirkung zweier Galaxien in die Umgebung herausgeschleudertes Gas; Gas, das sich im frühen Universum in Halos aus dunkler Materie gesammelt hat; und noch eine Reihe weitere Vorschläge.
In den letzten Jahren wurden durch neue Beobachtungen und durch verbesserte numerische Simulationen groß e Fortschritte in der Frage erzielt, worum es sich bei den Absorbern tatsächlich handelt. Die Tatsache, daß Paare von nahe beieinander stehenden Quasaren (Winkelentfernungen bis zu einigen Bogenminuten) sehr ähnliche Absorptionsmerkmale aufweisen, erlaubt es neuerdings die Größ e der Absorber recht gut einzuschränken. Aus diesen neuen Größ enabschätzungen lassen sich wesentlich genauere Werte für andere physikalische Größ en wie die mittlere Dichte und die Masse der Absorber ableiten. Eine der wichtigsten charakteristischen Eigenschaften eines Absorbers ist die Säulendichte des neutralen Wasserstoffs, d.h. die Zahl der neutralen Wasserstoffatome pro Volumen aufintegriert entlang der Sichtlinie. Beobachtete Absorptionsliniensysteme erstrecken sich über einen weiten Säulendichtebereich von mehr als zwölf Größ enordnungen. Numerische Simulationen deuten darauf hin, daß diese Säulendichteverteilung Variationen in der mittleren Dichte des absorbierenden Gases wiederspiegelt. Die kleinsten Säulendichten treten auf, wenn eine Absorptionslinie durch geringfügige aber weiträumige (sich über einige Millionen Lichtjahre erstreckende) Dichteschwankunken des intergalaktischen Mediums verursacht wird. Die Säulendichten werden umso größ er je geringer der Abstand der Sichtlinie zu bereits dynamisch entwickelten Systemen und umso größ er die mittlere Dichte entlang der Sichtlinie ist. Die größ ten Säulendichten entstehen, wenn die Sichtlinie das Zentralgebiet eines bereits vollständig kollabierten Objektes passiert.