Ať už nasměrujeme teleskopy na jakýkoli bod na obloze, vždy se díváme skrze závoj: Vzdálené hvězdy, galaxie a kvazary se jeví slabší a červenější, než ve skutečnosti jsou, neboť prostor mezi hvězdami galaxie obsahuje interstelární částice prachu. Tyto částice mají velikost srovnatelnou s vlnovými délkami viditelného světla. Proto se chovají jako drobné antény, které absorbují záření a rozptylují je ve všech směrech. Tento jev, zvaný zánik světla, zkresluje astronomická pozorování. Abychom ho mohli korigovat, musíme znát rozložení prachu v našem Mléčné dráze.

Teploty nepravidelně tvarovaných zrn z železa, niklu, silikátových minerálů, uhlíkových sloučenin a ledu s průměrem až jednoho mikrometru se pohybují mezi 20 a 100 stupni nad absolutní nulou. Tyto částice emitují infračervené záření, které lze systematicky sledovat pomocí příslušných vesmírných observatoří. Mapy infračerveného nebe však ukazují prach, který je podél pohledu ‚nahromaděn‘, a dokumentují pouze jeho distribuci na obloze. To sice pomáhá s korekcí zániku vzdálených objektů, ale je spojeno s nejistotami.

„Trojrozměrné rozložení interstelárního prachu hodně napovídá o struktuře a dynamice naší galaxie,“ tvrdí Xiangyu Zhang z Max-Planckova institutu pro astronomii v Heidelbergu. „Numerózní pozorování ukazují, že tam, kde je hodně prachu, se také soustředí plyn, z něhož vznikají nové hvězdy. Můžeme to využít k pochopení stavby Mléčné dráhy a rekonstruovat historii oblasti kolem Slunce.“

Společně se svým školitelem Gregorym Greenem Zhang nyní rozluštil rozložení prachu v hloubce prostoru. K tomu použili právě ten efekt, který běžně narušuje jiná pozorování: zánik světla hvězd.

Co prozrazuje parametr zániku

Myšlenka je následující: Porovnáme naměřené spektrum vzdálené hvězdy se spektrem blízké hvězdy stejného spektrového typu. Pokud mají obě intrinsicky stejné spektrum a mezi námi a blízkou porovnávací hvězdou se nachází téměř žádný rušivý prach, pak každý rozdíl mezi těmito dvěma spektry pochází od prachu, který se nachází mezi námi a vzdálenou hvězdou. Matematická funkce, která činí z originálního naměřené spektrum, je křivka zániku. Její sklon popisuje poměr zániku mezi krátkými (modrými) a dlouhými (červenými) vlnovými délkami. Její hodnota, vyjádřená jako R(V), je definována tak, že nízká hodnota popisuje vysokou absorpci krátkých vlnových délek, tedy strmou křivku zániku. Naopak vysoká hodnota R(V) ukazuje na plochou křivku zániku, kdy je oslabována téměř každá vlnová délka stejně.

Análníza hvězdných spekter tak poskytuje nejen trojrozměrné rozložení hustoty prachu, ale také informace o velikosti prachových částic. Dává různě přímou korelaci s absorbovanou vlnovou délkou – menší prachové částice rozptylují především krátkovlnné, modré světlo, větší naopak dlouhovlnné, červené. Nízká hodnota R(V) naznačuje, že světlo bylo převážně rozptýleno malými částicemi.

Pokusy zkoumat distribuci R(V) v různých oblastech Mléčné dráhy probíhají po desetiletí, nejprve s několika desítkami, později se stovkami hvězd. Jelikož vzdálenosti většiny hvězd k nám byly dlouhou dobu jen těžko známé, omezili se výzkumníci ve svých zkoumáních na dvoudimenzionální oblohu. V roce 2023 publikovali čínští astronomové dosud nejobsáhlejší práci: jejich mapa pokrývá přibližně 50 procent oblohy a tři miliony hvězd, jejichž spektra byla zachycena pásem LAMOST v Číně. Ukázala zřetelně, že hodnota R(V) se na obloze mění: Blízko středů známých molekulárních oblaků výrazně stoupá, oblaky obsahují ve svém průměru větší prachové částice než jiné oblasti.

S Gaia do třetí dimenze

Abychom zachytili i třetí dimenzi, použili Zhang a Green hvězdný katalog evropského astrometrického satelitu Gaia. Ten obsahuje v nejnovějším vydání vysoce přesné vzdálenosti k více než jedné miliardě hvězd Mléčné dráhy a spektra nízkého rozlišení asi 220 milionů hvězd. Kvalita spekter sice nemůže konkurovat těm, které pořizují velké pozemské přístroje, ale pro studium zániku je zcela dostačující, protože neovlivňuje jen určité spektrální čáry, ale působí kontinuálně na všech vlnových délkách. Výzkumníci nepotřebovali vysoké spektrální rozlišení; mnohem důležitější byla pro ně vysoká počet hvězd a skutečnost, že Gaia jako vesmírné observatoř pokrývá celou oblohu, neboť téměř každá hvězda má ve velkém souboru dat Gaia blízké hvězdy, jejichž vzdálenost se liší jen o několik desítek světelných let. „Můžeme tedy zkoumat změny zániku v obrovských krocích,“ vysvětlil Zhang.

Na druhou stranu, při 220 milionech hvězd není možné najít blízké porovnávací objekty pro každou jednotlivou hvězdu. Zhang a Green proto vyvinuli samo-učící se strojový model, který určuje původní typ hvězdy ze změřených spekter Gaia. K tomu bylo třeba model nejprve vytrénovat. Tréninková data, tvořící asi jedno procento konečného souboru dat, pocházela od LAMOST: Z jeho spekter identifikovali výzkumníci absorpční čáry, které nebyly v spektrech Gaia viditelné, a podle toho stanovili teplotu, hmotnost a povrchovou gravitaci každé jednotlivé tréninkové hvězdy. Další informace o hustotě prachu použili kolegové, kteří je určili ve své předchozí studii. „V tréninku modelu informujeme, jakým intrinsickým typem hvězdy je, a jaké jsou parametry prachu,“ vysvětlil Zhang. Model pak předpovídá pozorované spektrum Gaia. Pokud tyto předpovědi odpovídají skutečně naměřeným spektrem Gaia, mohla začít fáze skutečné analýzy: Nyní model určil pro každé ze 220 milionů spektrem Gaia, jaké původní spektrum měla daná hvězda tím, že použil proces, který již dříve naučil, pozpátku. Rozdíl mezi těmito dvěma spekty pak poskytl křivku zániku a tím pádem hledaný parametr zániku R(V).

Protože Gaia katalog obsahuje nejen přesné poloha těchto hvězd, ale také jejich vzdálenosti, mohli výzkumníci následně znázornit R(V) hodnoty jak podle hvězdných souřadnic, tak podle vzdálenosti od Slunce. Výsledkem je unikátní zobrazení interstelárního rozložení prachu v naší části galaxie až do vzdálenosti 8500 světelných let.

Jak rostou prachové částice

Mapy ukazují, že R(V) a tím i průměrná velikost prachových částic v Mléčné dráze jasně koreluje s hustotou známých oblastí vzniku hvězd, molekulárními oblakami a shluky mladých, hmotných O- a B-hvězd. Kde vznikají nové hvězdy nebo kde se nedávno objevily, jsou prachová zrnka větší než ve zbytku galaxie. To je v souladu s teorií: O- a B-hvězdy generují silné ultrafialové záření, které ničí menší částice. Molekulární oblaky naopak označují nejhustější oblasti interstelárního prostředí. Zde by mělo být hodně prachu, a prachová zrnka by se často měly srážet a zvětšovat.

Pouze okrajové oblasti těchto oblaků představují záhadu: V těchto zónách, kde je prach sice hustší než průměr, ale méně hustý než v centru, se objevují nápadně nízké hodnoty R(V). Možná, spekulují Zhang a Green, prachové částice zde rostou jinak než v hustých oblacích, totiž skrze srážky místo přilnavosti plynů. Protože menší částice mají na jednotku hmotnosti větší povrch, v průběhu takového růstu rychle získávají hmotu než větší částice. Výsledkem je oblast s převládajícími malými korálky, tedy nízkým R(V). Možná jsou ale také zapojeny zcela jiné molekuly, takzvané polycyklické aromatické uhlovodíky, což je skupina organických sloučenin, které se v systému Mléčné dráhy často vyskytují. Mohly by také růst přilnavostí k dalším plynným molekulům a tím snižovat průměr velikosti částic v těchto oblastech.

„To je otevřená otázka, kterou si klademe my i naši kolegové,“ říká Zhang. „Největším pokrokem naší studie je, že nyní můžeme vyvodit závěry o velikosti nebo chemii zúčastněných prachových částic.“ Pro Adolfa Witta, profesora na University of Toledo ve státě Ohio, který se na práci sám nepodílel, je výsledek pro studium interstelárního prachu značně významný: „Díky databázi Gaia vidíme poprvé trojrozměrné mapy parametru zániku. Potvrzují, že naše představy o tom, jak prachové částice rostou v interstelárním prostředí, jsou v zásadě správné.“