DIE MILCHSTRASSE HAT SICH IN ZWEI STUFEN ABGEFLACHT

Die Scheibe unserer Galaxis wird meist als zwei Scheiben in einer beschrieben: eine dünne Scheibe, dynamisch „kalt“ und jünger, und eine dicke Scheibe, „heißer“ und älter. Sterne bewahren eine Erinnerung daran, wo und wie sie entstanden sind, was sie zu Fossilien der Entstehung der Galaxis macht – dem Gegenstand der galaktischen Archäologie.

Bekannt ist, dass ältere Sterne sich weiter über die Ebene verteilen. Aber warum? Zwei Erklärungen konkurrieren:

Langsames Aufheizen: Sterne entstehen in einer dünnen, kalten Gasschicht, und über Milliarden Jahre stoßen riesige Molekülwolken, Spiralarme und der zentrale Balken ihre Bahnen an, sodass sie höher hinauswandern.
Entstehung „von oben nach unten“ (upside-down): Die Gasscheibe der jungen Galaxis war selbst dick und turbulent, aufgewühlt durch starke Akkretion, Verschmelzungen und intensive Rückkopplung; alte Sterne wurden einfach dick geboren, und das Gas kühlte danach ab und setzte sich.

Um beide zu unterscheiden, braucht man präzise Alter für vollständige Sternstichproben – vor allem für die frühesten Zeiten, als alles schnell ging.

Sterne in der Menge datieren

David Mirabal, Carme Gallart und Kollegen vom Instituto de Astrofísica de Canarias arbeiten mit Partnern in Granada, Teramo und Victoria (Kanada) am Projekt ChronoGal. Statt Sterne einzeln zu datieren, passen sie das gesamte Farben-Helligkeits-Diagramm der Sterne in Sonnennähe, gemessen vom europäischen Satelliten Gaia (Datenveröffentlichung 3), mit Kombinationen synthetischer Sternpopulationen an. Das Ergebnis ist eine Karte, wie viele Sterne bei welchem Alter und welcher Metallizität entstanden sind, mit Altern, die auf besser als 5 % genau sind – etwa eine halbe Milliarde Jahre für die ältesten Sterne.

Sie untersuchten Sterne innerhalb von 1 Kiloparsec um die galaktische Ebene, aufgeteilt in eine kinematisch „kalte“ und eine „heiße“ Stichprobe, in acht Höhenschichten geschnitten und um bei der Auswahl übersehene Sterne korrigiert. Ein Clustering-Algorithmus fasste die Sterne dann zu Populationen nahezu einheitlichen Alters und einheitlicher Metallizität zusammen. Für jede maß das Team die Skalenhöhe – wie weit sich die Population typischerweise über die Ebene erstreckt.

Ein abrupter Tempowechsel

Skalenhöhe gegen Alter für viele Sternpopulationen, mit einer steilen Linie für hohe Alter und einer sanften Steigung für jüngere.

Dicke der Sternpopulationen gegen ihr Alter: ein steiler Abfall bei den ältesten, ein langsamer Rückgang nach dem Bruch bei 10,85 Milliarden Jahren. Die Farben zeigen die Metallizität. — Abbildung 2, Mirabal et al. (2026), arXiv:2610.03164.

Je jünger eine Population, desto enger schmiegt sie sich an die Ebene. Doch die Beziehung ist keine einzelne Linie. Eine Anpassung mit zwei geraden Abschnitten findet einen Bruch vor 10,85 Milliarden Jahren (mit einer Unsicherheit von etwa 0,13 Milliarden Jahren):

Davor: Die Dicke nahm um etwa 1,88 Kiloparsec pro Milliarde Jahre ab. Die ältesten Populationen erstrecken sich über 1,26 Kiloparsec – die zwei allerältesten noch weiter, etwa 1,75 und 2,10 –, und innerhalb von nur etwa 2 Milliarden Jahren sank die Dicke auf etwa 0,5 Kiloparsec.
Danach: Das Dünnerwerden verlangsamte sich auf nur noch 0,038 Kiloparsec pro Milliarde Jahre. Die jüngsten Populationen liegen bei etwa 0,1 Kiloparsec, und heute geborene Sterne würden sich bis etwa 0,12 erstrecken.

Die Unsicherheit der frühen Rate ist groß, doch die beiden Regime sind klar verschieden. Selbst Populationen, die nur wenig älter als der Bruch sind, etwa 11 Milliarden Jahre alt, sind dicker als die dicke Scheibe insgesamt (etwa 0,9 Kiloparsec). Der Bruch übersteht einen Test mit einem einfachen gleichmäßigen Raster aus Altern und Metallizitäten anstelle der automatisch gebildeten Gruppen.

Dick geboren

Für die Autoren kann langsames Aufheizen allein ein so schnelles frühes Absetzen nicht erklären: Häufige Verschmelzungen hätten die junge Scheibe bis zur letzten großen Verschmelzung heiß gehalten, die die Autoren GSE nennen, vor etwa 10 Milliarden Jahren. Stattdessen stützen die Daten in der Frühphase die Entstehung von oben nach unten. Das turbulente Gas kühlte ab und sank über einige Milliarden Jahre zur Mittelebene, wobei die dicke Scheibe entstand; die chemisch definierte dicke Scheibe war vor etwa 11 Milliarden Jahren vorhanden.

Dann, ungefähr nach dieser Verschmelzung, trat die Galaxis in eine ruhigere Ära ein, in der sich das Gas allmählich setzte und die dünne Scheibe aufbaute, die wir heute sehen. Für diese spätere Zeit können die Daten allein langsames Aufheizen nicht von langsamem Absetzen unterscheiden. Das Bild stimmt mit kosmologischen Simulationen milchstraßenähnlicher Galaxien überein und mit einer neueren Datierung des „Spin-ups“ der Galaxis zu einer rotierenden Scheibe.

In den Worten der Autoren ist die große Höhe der ältesten Sterne „nicht bloß das Ergebnis lang andauernder säkularer dynamischer Aufheizung, sondern ein strukturelles Fossil der Entstehungsphase der frühen Galaxis“.