Weltraum · Themenbeitrag
Sterne entstehen, wenn sich Teile kalter Gaswolken unter ihrer eigenen Gravitation verdichten. Doch ein Kollaps allein erklärt noch nicht den gesamten Prozess. Turbulenz, Magnetfelder, Drehbewegung und die Strahlung junger Sterne beeinflussen, wie viel Material zusammenkommt. Erst bei ausreichend hohen Temperaturen im Inneren setzt die langfristig tragende Wasserstofffusion ein.
Der Anfang liegt in einer ungleichmäßigen Wolke
Interstellare Molekülwolken bestehen vor allem aus Gas und einem kleinen Anteil Staub. Sie sind weder vollkommen ruhig noch überall gleich dicht. Strömungen und Turbulenz erzeugen Verdichtungen, während thermischer Druck und Magnetfelder einem Zusammenziehen entgegenwirken können. Wo die Gravitation stark genug wird, beginnt Material zu kollabieren. Ein Wolkenkern schrumpft und erwärmt sich dabei, weil Gravitationsenergie frei wird. Dieser Vorgang kann zunächst verborgen bleiben, da die umgebende Hülle sichtbares Licht stark abschwächt. Infrarot- und Millimeterbeobachtungen sind deshalb besonders wichtig. Eine leuchtende junge Quelle muss noch kein ausgewachsener Stern sein: Schon ein Protostern kann durch den Einfall von Material erhebliche Energie abstrahlen. Beobachtungen unterscheiden daher verschiedene Entwicklungsphasen, statt Sternentstehung als einen einzigen plötzlichen Zündvorgang zu behandeln.
Drehimpuls macht aus dem Kollaps eine Scheibe
Selbst eine langsam rotierende Wolke besitzt Drehimpuls. Beim Zusammenziehen wird dessen Bedeutung größer, ähnlich wie eine Eiskunstläuferin mit angelegten Armen schneller rotiert. Das Material fällt deshalb nicht einfach vollständig geradlinig ins Zentrum. Um den Protostern kann sich eine Scheibe bilden, durch die weiteres Gas nach innen gelangt. Gleichzeitig werden bei vielen jungen Systemen Ausflüsse und schmale Jets beobachtet. Magnetfelder und die Dynamik der Scheibe spielen bei diesem Zusammenspiel eine wichtige Rolle. Noch wird erforscht, wie effizient Masse und Drehimpuls in den unterschiedlichen Entwicklungsphasen transportiert werden. Die Scheibe ist außerdem der Ort, an dem später Planeten entstehen können. Stern- und Planetenentstehung sind daher eng verbunden, obwohl sie nicht in jedem System denselben Verlauf und dieselbe zeitliche Entwicklung nehmen.
Die Masse entscheidet über den weiteren Lebensweg
Steigen Druck und Temperatur im Zentrum ausreichend an, kann Wasserstofffusion die langfristige Energieversorgung übernehmen. Der entstehende Stern erreicht eine Phase, in der Energieerzeugung und Energieabgabe zusammen mit seiner inneren Struktur ein annähernd stabiles Gleichgewicht bilden. Wie lange diese Phase dauert, hängt stark von seiner Masse ab. Massereiche Sterne besitzen mehr Brennstoff, verbrauchen ihn aber so viel schneller, dass sie wesentlich kürzer leben als massearme Sterne. Nicht jede kollabierende Verdichtung erreicht die Bedingungen für dauerhafte Wasserstofffusion; unterhalb einer bestimmten Masse entstehen Braune Zwerge. Ebenso wird nicht das gesamte Ausgangsmaterial zu Sternen. Strahlung, Winde und spätere Explosionen verändern die umgebende Wolke. Sternentstehung ist damit zugleich ein lokaler Kollapsprozess und Teil eines größeren Kreislaufs, der weitere Generationen beeinflusst.
Quellen & weiterführende Informationen
- Max-Planck-Institut für Astronomie: Theoretical Studies on the Formation of Stars and Planetsmpia.de
- ESO: ALMA und das kalte Universumeso.org
Mit KI-Unterstützung aus den genannten Quellen in eigenen Worten erstellt. Forschungsergebnisse, technische Prototypen und gesicherte Erkenntnisse werden im Text unterschieden. Dieser Themenbeitrag ist keine tagesaktuelle Meldung.