Egal, an welchen Punkt des Himmels man Teleskope richtet, stets blicken wir durch einen Schleier: Ferne Sterne, Galaxien und Quasare erscheinen schwächer und röter, als sie es tatsächlich sind, denn der Raum zwischen den Sternen der Galaxis enthält immer interstellare Staubpartikel. Diese sind ähnlich groß wie die Wellenlängen im Visuellen. Daher wirken sie wie winzige Antennen, die Strahlung absorbieren und in alle Richtungen streuen. Dieser Effekt, Extinktion genannt, verfälscht astronomische Beobachtungen. Um ihn zu korrigieren, muss man die Staubverteilung in unserem Milchstraßensystem kennen.

Die Temperaturen der unregelmäßig geformten Körnchen aus Eisen, Nickel, Silikatmineralen, Kohlenstoffverbindungen und Eis mit Durchmessern bis zu einem Mikrometer liegen zwischen 20 und 100 Grad über dem absoluten Nullpunkt. Sie emittieren daher Infrarot, das sich mit entsprechenden Weltraumobservatorien systematisch beobachten lässt. Doch die Karten des Infrarothimmels zeigen Staub, der entlang der Sichtlinie »aufeinandergestapelt« ist, und dokumentieren nur seine Verteilung an der Himmelssphäre. Das hilft zwar, die Extinktion ferner Objekte zu korrigieren, ist aber mit Unsicherheiten behaftet.

»Die dreidimensionale Verteilung des interstellaren Staubs verrät jedoch viel über die Struktur und Dynamik unserer Galaxis«, meint Xiangyu Zhang vom Max-Planck-Institut für Astronomie in Heidelberg. »Zahlreiche Beobachtungen belegen, dass sich dort, wo viel Staub ist, auch das Gas konzentriert, aus dem neue Sterne entstehen. Das können wir nutzen, um den Aufbau des Milchstraßensystems zu verstehen und die Geschichte der Umgebung der Sonne zu rekonstruieren.«

Zusammen mit seinem Doktorvater Gregory Green hat Zhang nun die Staubverteilung in der Tiefe des Raums entschlüsselt. Dazu nutzten die beiden Forscher ausgerechnet den Effekt, der andere Beobachtungen so sehr stört: die Extinktion des Sternlichts.

Was der Extinktionsparameter verrät

Die Idee dahinter: Man vergleicht das gemessene Spektrum eines fernen Sterns mit demjenigen eines nahen Sterns gleichen Spektraltyps. Haben beide intrinsisch das gleiche Spektrum und befindet sich zwischen uns und dem nahen Vergleichsstern so gut wie kein störender Staub, dann stammt jeder Unterschied zwischen den beiden Spektren vom Staub, der sich zwischen uns und dem fernen Stern befindet. Die mathematische Funktion, die aus dem ursprünglichen das gemessene Spektrum macht, ist die Extinktionskurve. Ihre Steigung beschreibt das Verhältnis der Extinktion zwischen kurzen (blauen) und langen (roten) Wellenlängen. Ihr Wert, ausgedrückt als R(V), ist so definiert, dass ein kleiner Wert eine hohe Absorption von kurzen Wellenlängen beschreibt, also eine steile Extinktionskurve. Ein hoher Wert von R(V) belegt hingegen eine flache Extinktionskurve, bei der alle Wellenlängen nahezu gleich stark abgeschwächt werden.

Die Analyse der Sternspektren liefert somit nicht nur die dreidimensionale Verteilung der Staubdichte, sondern auch Informationen über die Größe der Staubteilchen. Diese korreliert direkt mit der absorbierten Wellenlänge – kleinere Staubteilchen streuen vor allem kurzwelliges, blaues Licht, größere langwelliges, rotes. Ein kleiner R(V)-Wert bedeutet, dass das Licht vorwiegend durch kleine Partikel gestreut wurde.

Versuche, die Verteilung von R(V) in unterschiedlichen Regionen der Milchstraße zu untersuchen, werden seit Jahrzehnten unternommen, zunächst mit wenigen Dutzend, später mit Hunderten von Sternen. Da die Entfernungen der meisten Sterne zu uns lange Zeit kaum bekannt waren, beschränkten sich die Forscher bei ihren Untersuchungen auf die zweidimensionale Himmelssphäre. Im Jahr 2023 veröffentlichten chinesische Astronomen die bis dato umfassendste Arbeit: Ihre Karte enthält rund 50 Prozent des Himmels und drei Millionen Sterne, deren Spektren vom Large Sky Area Multi-Object Fiber Spectroscopic Telescope (LAMOST) in China aufgenommen wurden. Sie zeigte deutlich, dass der R(V)-Wert entlang der Himmelssphäre variiert: Nahe den Zentren bekannter Molekülwolken steigt er deutlich an, die Wolken enthalten also im Mittel größere Staubpartikel als andere Bereiche.

Mit Gaia in die dritte Dimension

Um auch die dritte Dimension zu erfassen, verwendeten Zhang und Green den Sternkatalog des europäischen Astrometriesatelliten Gaia. Dieser enthält in seiner jüngsten Auflage hochpräzise Distanzen zu mehr als einer Milliarde Sternen der Milchstraße sowie Spektren niedriger Auflösung von rund 220 Millionen Sternen. Die Qualität der Spektren kann sich zwar nicht mit denjenigen großer erdgebundener Instrumente messen, sie reicht für die Untersuchung der Extinktion aber völlig aus, da diese nicht nur auf bestimmte Spektrallinien, sondern kontinuierlich entlang aller Wellenlängen wirkt. Die Forscher benötigten keine hohe spektrale Auflösung; viel wichtiger waren ihnen die große Anzahl der Sterne und die Tatsache, dass Gaia als Weltraumobservatorium den gesamten Himmel überblickt, denn für fast jeden Stern finden sich in Gaias umfangreichem Datensatz nahe Umgebungssterne, deren Distanz sich nur in wenigen Dutzend Lichtjahren unterscheidet. »Wir können also die Veränderungen der Extinktion in sehr feinen Schritten untersuchen«, erklärt Zhang.

Andererseits lassen sich bei 220 Millionen Sternen nicht für jeden einzelnen Stern nahe Vergleichsobjekte finden. Zhang und Green entwickelten daher ein selbstlernendes maschinelles Computermodell, das aus gemessenen Gaia-Spektren den ursprünglichen Sterntyp feststellt. Dazu musste das Modell zunächst angelernt werden. Die Trainingsdaten, etwa ein Prozent des finalen Datensatzes, stammten von LAMOST: Aus dessen Spektren identifizierten die Forscher Absorptionslinien, die in den Gaia-Spektren nicht zu erkennen waren, und bestimmten daraus Temperatur, Masse und Oberflächengravitation jedes einzelnen Trainingssterns. Zusätzlich nutzten sie Informationen über die Staubdichte, die ihre Kollegen in der Vorgängerstudie ermittelt hatten. »Im Training teilen wir dem Modell mit, von welchem intrinsischen Typ der Stern ist und wie die Staubparameter sind«, erklärt Zhang. Das Modell sagt dann das beobachtete Gaia-Spektrum voraus. Stimmten diese Voraussagen mit den tatsächlich von Gaia gemessenen Spektren gut genug überein, konnte die eigentliche Analysephase beginnen: Nun ermittelte das Modell für jedes der 220 Millionen Gaia-Spektren, welches ursprüngliche Spektrum der jeweilige Stern hatte, indem es sein zuvor eingeübtes Verfahren rückwärts anwendete. Der Unterschied zwischen den beiden Spektren lieferte daraufhin die Extinktionskurve und somit den gesuchten Extinktionsparameter R(V).

Weil Gaias Katalog nicht nur präzise Positionsdaten für jeden Stern, sondern auch deren Entfernungen enthält, konnten die Forscher die R(V)-Werte anschließend sowohl gegen die Himmelskoordinaten als auch gegen die Distanz zur Sonne auftragen. Das Ergebnis ist eine einzigartige Darstellung der interstellaren Staubverteilung in unserem Teil der Galaxis bis zu einer Entfernung von 8500 Lichtjahren.

Wie Staubkörnchen wachsen

Die Karten zeigen, dass R(V) und damit die mittlere Größe der Staubteilchen in der Milchstraße eindeutig mit der Dichte bekannter Sternentstehungsgebiete, Molekülwolken und Ansammlungen junger, massereicher O- und B-Sterne korreliert. Wo neue Sterne entstehen oder vor Kurzem entstanden sind, sind die Staubkörnchen größer als im Mittel der Galaxis. Das ist im Einklang mit der Theorie: O- und B-Sterne erzeugen starke Ultraviolettstrahlung, die kleinere Körner zerstört. Molekülwolken hingegen markieren die dichtesten Regionen des interstellaren Mediums. Hier sollte es viel Staub geben, und die Staubkörner sollten oft miteinander kollidieren, dadurch verbacken und dabei größer werden.

Nur die Randbereiche dieser Wolken geben Rätsel auf: In diesen Zonen, in denen der Staub zwar dichter als im Durchschnitt, jedoch weniger dicht als im Zentrum ist, findet man auffallend niedrige R(V)-Werte. Vielleicht, so spekulieren Zhang und Green, wachsen die Staubteilchen hier anders als in den dichten Wolkenzentren, nämlich durch Kollisionen statt durch das Anhaften von Gasmolekülen. Da kleinere Körner pro Masseneinheit eine größere Oberfläche haben, gewinnen sie bei solch einem Wachstumsprozess viel schneller an Masse als größere Körner. Das Ergebnis ist eine Region mit bevorzugt kleinen Körnchen, also geringem R(V). Vielleicht sind aber auch ganz andere Moleküle beteiligt, sogenannte polyzyklische aromatische Kohlenwasserstoffe, eine Stoffgruppe organischer Verbindungen, die im Milchstraßensystem häufig vorkommt. Sie könnten ebenfalls durch das Anhaften weiterer Gasmoleküle anwachsen und die mittlere Partikelgröße in diesen Regionen senken.

»Das ist eine offene Frage, die wir unseren Kollegen und natürlich auch uns selbst stellen«, meint Zhang. »Der wichtigste Fortschritt unserer Studie ist, dass wir nun Aussagen über die Größe oder die Chemie der beteiligten Staubpartikel treffen können.« Für Adolf Witt, Professor an der University of Toledo im US-Bundesstaat Ohio und an der Arbeit selbst nicht beteiligt, ist das Resultat für die Erforschung des interstellaren Staubs von großer Bedeutung: »Dank der Gaia-Datenbank sehen wir zum ersten Mal dreidimensionale Karten des Extinktionsparameters. Sie bestätigen, dass unsere Vorstellungen, wie Staubkörner im interstellaren Medium wachsen, im Großen und Ganzen richtig sind.«