Die Sternentstehung behandelt wohl eine der fundamentalen Fragen der Astronomie:

Woher kommen die hellen Lichtpunkte an der Himmelssphäre?

HRD – ein nützliches Entwicklungsdiagramm

Die Sterne durchlaufen in ihrem 'Leben' eine Reihe von Stadien, die auch in der Regel einen eigenen Namen erhalten haben. Eine Einordnung und übersichtliche Darstellung der Sternentwicklung gelingt durch Pfade im Hertzsprung-Russell-Diagramm (HRD). Doch bevor die Sterne auf die Hauptreihe gelangen (was die meisten Sterne auch tun), hat man es mit sehr jungen Objekten zu tun: mit Protosternen und YSOs. Es soll nun dargestellt werden, wie und unter welchen Voraussetzungen diese Objekte entstehen.

Das Jeans-Kriterium

Das physikalische Kriterium für die Entstehung eines Sterns ist die Jeans-Masse. Diese Grenzmasse legt fest, bei welchen Dichten, Temperaturen und astrochemischen Voraussetzungen eine Ausgangsmasse, z.B. eine Gaswolke, gravitativ instabil wird und kollabiert. Dabei zeigt sich, dass nicht eine Wolke zu einem Stern kollabiert, sondern eine riesige Gaswolke von etwa 3000 Sonnenmassen gravitativ instabil wird, kollabiert und schließlich in kleinere Klumpen zerbricht – sie fragmentiert, wie die Astrophysiker sagen. Erst diese Fragmente bilden die Ausgangsobjekte (engl. building blocks) für die Protosterne. Dies belegen auch komplexe Simulationen mit dem Zugang der SPH (Smoothed Particle Hydrodynamics).
Der Zahlenwert von 3000 Sonnenmassen ergibt sich gerade bei Zugrundelegung typischer Verhältnisse im interstellaren Medium (ISM): Dichten von 1 cm^-3 und tiefen Temperaturen von etwa 10 K.
Bei einer Temperatur von 100 K erhält man eine Jeans-Masse von 100 000 Sonnenmassen. Diese Masse ist vergleichbar mit der Masse der Kugelsternhaufen.

Riesenmolekülwolken: Brutstätten der Sterne

Die Gaswolken kennt man auch unter der Bezeichnung Riesenmolekülwolken (engl. giant molecular clouds, GMCs). Ihre Ausdehnung sind typischerweise bei etwa 300 Lichtjahren. Sie befinden sich vor allem in den Spiralarmen von Galaxien und sind mit 10 bis 20 K extrem kalt. Aus diesem Grund liegt hier der Wasserstoff in molekularer Form (H₂) vor. Daneben gibt es weitere Moleküle wie Kohlenmonoxid (CO), Schwefelkohlenstoff (CS) und Ammoniak (NH₃), was die Astronomen spektroskopisch anhand molekularer Spektrallinien nachgewiesen haben. Dieses Material befindet sich in dichten Kernen der GMCs und hat eine wesentlich kleinere Jeans-Masse von etwa einer Sonnenmasse! Dies könnte also den Kollaps zu sonnenartigen Sternen erklären.
Das Wasserstoffmolekül kann durch Hitze oder Strahlung wieder in seine Bestandteile zerlegt werden (Dissoziation). Molekularer Wasserstoff dissoziiert erst bei einer Energie von 4.478 eV pro Molekül, entsprechend einer hohen Temperatur von 2000 K. Diese Temperaturen werden erst dann erreicht, wenn die molekularen Kerne der GMCs isotherm kollabieren und sich schließlich adiabatisch erhitzen. Der Staub geht dann direkt von der festen in die gasförmige Phase über (Sublimation). Unter diesen Voraussetzungen setzt der Kollaps auf den Protostern ein.

junge Sterne verstecken sich

Die astronomischen Beobachter haben bei den Protosternen immer das Problem, dass diese eingebettet sind in Gaswolken, aus denen sie entstehen. Der kalte Staub besitzt eine sehr hohe Opazität, so dass die Wolke eine optisch dicke Region darstellt. Diese Dunkelwolken weisen so hohe Extinktionen auf, dass keine Chance besteht, die Protosterne in ihren frühen Phasen (Klasse 0 YSOs) optisch zu detektieren. Meist weichen die Astronomen dann auf Infrarotstrahlung aus, die durch den Staub durchgelassen wird. Im Eintrag Extinktion gibt es dafür zwei schöne Nebelbeispiele, und im Eintrag Lokale Gruppe befindet sich in dieser Hinsicht eine interessante Gegenüberstellung von optischer und infraroter Aufnahme der Großen Magellanischen Wolke (LMC).
Hier betrachten wir Beispiel, das von lähmender Schönheit ist:

Das Foto ist ein direkter Blick in einen 'Sternenkinderstube' und wurde mit dem Weltraumteleskop Hubble aufgenommen (Credit: NASA/ESA, J.M. Apellaniz, 2007; große Version). Im Bild links sieht man das typische Aussehen einer Sternentstehungsregion: ein heller Emissionsnebel (NGC 6357) wird von Dunkelwolken aus Staub durchzogen, in deren Innern verborgen die Sterne entstehen. Rechts vom Nebel befindet sich eine 'Kinderschar' von Sternen, die sich bereits durch ihren heftigen Strahlungsdruck vom umgebenden Material befreien konnte. Es ist der offene Sternhaufen mit der Bezeichnung Pismis 24. Die jungen Sterne rechts verursachen gerade das helle Leuchten des Emissionsnebels links, weil sie mit ihrer hochenergetischen Strahlung das Nebelmaterial zum Leuchten anregen. Die Region um Pismis 24 offenbart nicht nur eine faszinierende Schönheit der Natur – sie ist auch aus astrophysikalischer Sicht hochinteressant. Denn der hellste Stern im offenen Sternhaufen ist der bislang massereichste Stern der Milchstraße: die Beobachtungen ergeben zusammen mit den Sternmodellen eine Masse von etwa 200 Sonnenmassen! Damit übertrumpft dieser Superstern sogar η Carinae.

auch junge Sterne geben Röntgenstrahlen ab!

Mit der oben beschrieben Staubsublimation bei etwa 1500 K, fällt die Opazität rasant ab (Opazitätslücke). Jetzt kann Akkretion einsetzen, was den Protostern mit Materie anreichert. An der Oberfläche bilden sich durch die Abbremsung akkretierten Materials Schockfronten aus, die sehr hohe Temperaturen von bis zu einer Million Kelvin erzeugen (beobachtete, thermische Röntgenemission der Klasse 1 YSOs)! Die harten Photonen dieses Planckspektrums passieren ungehindert die Opazitätslücke und treffen auf weiter außen liegenden Staub. Dort werden sie wieder absorbiert und als weiche Infrarotphotonen reemittiert (Staubkühlung). Protosterne sind also typischerweise hinter einer Staubhülle (dust envelope) verborgen und treten erst optisch in Erscheinung, wenn diese durch stellare Aktivität (Strahlungsdruck aus Brennzyklen) weggeblasen werden. Dann beginnt die typische Phase der T Tauri-Sterne.
Der Drehimpuls des akkretierten Materials und des Protosterns flacht das Gebilde geometrisch zu einer Scheibe ab. Die Staubscheibe ist charakteristisch für T Tauri-Sterne, wird jedoch sukzessive durch Strahlungsdruck und Teilchenwind abgetragen.