Die produktiven Sternenwiegen unserer Milchstraße belegen, dass heranwachsende Sterne auch die letzte Hürde ihrer Entwicklung überwinden: Sie sammeln genügend Masse an, um in ihrem Innern die Wasserstofffusion zu zünden und zum strahlenden Jungstern zu werden. Damit es so weit kommt, müssen sie das sie umgebende „Futter“ trotz Gegenwind, Rotation und klaffender Lücke zur Materiescheibe ansaugen. Das macht die Akkretion in dieser T-Tauri-Phase alles andere als einfach.
Feldlinien als Transporthelfer
Welcher Faktor den Protosternen dabei helfen könnte, postulierte schon in den 1990er Jahren der Astronom Max Camenzind von der Landessternwarte Königstuhl. Seine Überlegung: Die meisten Sterne besitzen ein Magnetfeld. Bei unserer Sonne spielt dieses eine wichtige Rolle für Sonnenflecken, solare Ausbrüche und Sonnenstürme. Ihre Magnetfeldlinien prägen das Verhalten des Sonnenplasmas und in der solaren Korona. Oft leiten die Feldlinien das solare Plasma wie in unsichtbaren Röhren bis weit über die Sonnenoberfläche hinaus.
Für Camenzind lag es daher nahe, dass auch die heranwachsenden Protosterne schon ein Magnetfeld besitzen. Die Feldlinien dieses stellaren Magnetfelds reichen wahrscheinlich weit genug nach außen, um den Innenrand der zirkumstellaren Scheibe zu erreichen – des rotierenden Materialvorrats für den Sternenembryo. Ähnlich wie das Plasma auf der Oberfläche der Sonne könnte dann Gas aus der Scheibe entlang dieser Magnetfeldlinien zu den Polen des Protosterns strömen.
Starke Felder und schnelle Gase
Dieses Szenario würde erklären, wie T-Tauri-Sterne den Widerstand des eigenen Sternenwinds und den Drehimpuls des rotierenden Materials überwinden können. Zunächst blieb Camenzinds Modell aber nur Theorie. Denn die Teleskope waren nicht leistungsfähig genug, um die Vorgänge selbst an nahegelegenen Protosternen in ausreichend hoher Auflösung zu zeigen. Daher blieb unklar, wo das vom Protostern angezogene Material fließt und ob der Weg dahin zu den Feldlinien des stellaren Magnetfelds passt.
Inzwischen haben Astronomen nachgewiesen, dass zumindest einige Protosterne tatsächlich ein Magnetfeld besitzen. Dieses kann die Flussdichte von einigen tausend Gauß erreichen. Zum Vergleich: Das Erdmagnetfeld hat etwa 0,5 Gauß. Hochauflösende Spektren in Kombination mit astrophysikalischen Modellen legen zudem nahe, dass sich das von der Akkretionsscheibe zum T-Tauri-Stern strömende Material auf ein hohes Tempo beschleunigt und stark erhitzt wird.
Tatsächlich lässt sich in astronomischen Beobachtungen einiger T-Tauri-Sterne erkennen, dass irgendwo zwischen der Sternenoberfläche und der zirkumstellaren Scheibe größere Mengen an energiereicher Strahlung im Röntgen- und UV-Bereich freiwerden. Sie könnte den Modellen zufolge von dem auf den Protostern zurasenden Gas kommen. Demnach wird dieses Material kurz über der Sternenoberfläche so stark abgebremst, dass Energie in Form dieser Strahlung frei wird. Ein Teil davon entweicht ins All, der Rest fließt abwärts und müsste auf dem Stern einen heißen Fleck erzeugen.
So weit die Theorie und erste indirekte Anhaltspunkte. Doch lässt sich dies auch direkt belegen?
