Sterne entstehen in dichten Wolken kalter molekularer Gase – auch unsere Sonne wurde einst in einem solchen Umfeld geboren. Bis in einer solchen Sternenwiege aber ein neuer Jungstern aufstrahlt, erfordert es Zeit und mehrere Wachstumsschritte. Noch sind nicht alle Details dieser Sternbildung im Detail geklärt.
Am Anfang steht ein Kollaps
Den Anstoß für die Bildung eines neuen Sterns gibt meist eine Schwerkraftturbulenz in der dichten Molekülwolke, beispielsweise durch verdichtende Gasströmungen oder die Schockwellen einer nahen Supernova. Auch bei unserer Sonne war wahrscheinlich eine solche Sternexplosion der Auslöser. Spuren dieser Supernova haben Wissenschaftler in Isotopendaten von Meteoriten aus der Anfangszeit unsers Sonnensystems entdeckt. Zudem liegen fast alle nahen Sternenwiegen am Rand einer großen, von Supernova-Schockwellen freigefegten Blase.
Durch die Erschütterungen kommt es zum Kollaps: Die Molekülwolke wird an einigen Stellen so stark komprimiert, dass das Gas unter seiner eigenen Schwerkraft in sich zusammenfällt und sich stark verdichtet. Im Zentrum dieser Zone entsteht dadurch ein prästellarer Kern – ein Klumpen aus komprimiertem, molekularem Wasserstoffgas. Dieser prästellare Kern kann bei einem sonnenähnlichen Stern so groß sein, dass er das gesamte innere Sonnensystem verschlingen würde.
Vom prästellaren Kern zum Protostern
Noch ist dieser erste, prästellare Kern nach astronomischen Maßstäben eher lauwarm: Anfangs ist er kaum heißer als 200 Grad. Weil aber von außen weiter Material im freien Fall ins Zentrum stürzt, wächst er langsam heran und wird heißer und dichter. Wenn sich dieser stellare Embryo dann bis auf rund 1.700 Grad aufgeheizt hat, folgt der nächste Schritt: Der bisher als zweiatomiges Molekül vorliegende Wasserstoff im prästellaren Klumpen zerfällt durch den hohen Druck und die Hitze zu Wasserstoffatomen.
„Die ganze Energie, die zuvor für das Aufheizen gesorgt hat, wird nun für das Aufbrechen der Wassermoleküle genutzt“, erklärt Melissa Enoch von der University of California in Berkeley. Dadurch fehlt dem prästellaren Kern die Energie, die er braucht, um der Schwerkraft seiner zunehmenden Masse standzuhalten – der heiße dichte Klumpen kollabiert erneut. Aus dem prästellaren Kern ist ein Protostern geworden.
Der Protostern ist schon deutlich kompakter als sein Vorgänger. Unsere Sonne war in diesem Stadium wahrscheinlich nur rund eineinhalbmal größer als heute, die Temperaturen in ihrem Inneren könnten mehrere tausend Grad erreicht haben. Doch für die Zündung der Wasserstoff-Fusion reichen Hitze und Druck in einem solchen Protostern zunächst nicht. Der junge Protostern hat nur rund ein Prozent seiner endgültigen Masse und muss erst weiterwachsen. Er leuchtet zwar schon, gewinnt seine Energie aber vor allem aus dem weiter auf ihn einfallenden Material.
„Rülpsende“ T-Tauri-Sterne
Zu den Protosternen in dieser Wachstumsphase gehören die sogenannten T-Tauri-Sterne, benannt nach dem ersten Protostern dieser Art im Sternbild Stier. Solche meist wenige Millionen Jahre jungen Sternenembryos sind mitten in ihrer Wachstumsphase. Bei ihnen hat sich die umgebende Gas- und Staubhülle durch die fortlaufende Akkretion von Material schon ausgedünnt, sie sind aber noch von den Resten dieser Wolke umgeben.
Das von diesen Protosternen angesaugte Material sammelt sich in einer rotierenden flachen Scheibe um ihren Äquator. Diese zirkumstellare Scheibe ist einerseits das „Futterreservoir“ für den wachsenden Sternenembryo, andererseits bildet sie die Grundlage für die spätere Planetenbildung. Während der Protostern immer mehr Material aus dieser Scheibe an sich zieht, kommt es oft zu „Rülpsern“: Seine starke Strahlung und Turbulenzen bei der Akkretion führen zu wiederkehrenden Ausbrüchen, bei denen abrupt größere Schübe von Gas und Strahlung ausgeschleudert werden.
Dieses „ausgerülpste“ Material bildet weit ins All hinausreichende Kegel aus Gas und leuchtenden Schockfronten. Eine beeindruckende Aufnahme des T-Tauri-Sterns L1527 IRS und des von ihm ausgestoßenen Materials hat gerade erst das James-Webb-Weltraumteleskop der NASA eingefangen. In der Nahinfrarot-Aufnahme sind der Protostern, die ausgeschleuderten Gase und die zirkumstellare Scheibe besonders gut zu erkennen. L1527 IRS wächst pro Jahr um rund 0,7 Millionstel Sonnenmassen und könnte etwa so schwer und groß werden wie die Sonne.
Doch gerade das Wachstum der T-Tauri-Sterne gab Astronomen lange ein Rätsel auf…
