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Sternentstehung
Als Sternentstehung bezeichnet man allgemein jene Entwicklungsstadien, die bei der Bildung eines Hauptreihensterns aus dem kollabierenden Kern einer …
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Grundidee und Ausgangsmaterial
Sternentstehung bezeichnet die Entwicklungsstadien, in denen aus dem kollabierenden Kern einer ausgedehnten Molekülwolke ein Hauptreihenstern entsteht. Dabei verdichtet sich die anfangs diffus verteilte interstellare Materie um einen Faktor von etwa 10^{18} bis 10^{20}. Man unterscheidet mehrere Kollapsphasen: die Bildung eines prästellaren Kerns, eines Protosterns und schließlich eines Vorhauptreihensterns. Massearme Sterne können auch isoliert entstehen; massereichere Sterne bilden sich vor allem in Sternhaufen. Dadurch beeinflusst Sternentstehung wesentlich die Eigenschaften und die Entwicklung von Galaxien.
Voraussetzung sind dichte, kalte Molekülwolken. Sie bestehen heute bekanntermaßen zu rund 70 % aus molekularem Wasserstoff (H_{2}) und sind von einer Hülle aus neutralen Wasserstoffatomen (H-I) umgeben. Außerdem enthalten sie weitere Moleküle wie Kohlenmonoxid (CO) sowie etwa 1 % ihrer Masse in Form von interstellarem Staub, also Silikat- oder Graphitteilchen von etwa 0,1 µm Größe. In der Milchstraße liegen Molekülwolken mit mittlerer Dichte von etwa 100 H_{2}-Molekülen je cm³ vor allem in den Spiralarmen. Große Riesenmolekülwolken können etwa 150 Lichtjahre Durchmesser und Massen von 10^{5} bis 10^{6} Sonnenmassen erreichen; kleinere isolierte Molekülwolken besitzen weniger als hundert Sonnenmassen.
Beobachtung und Struktur von Molekülwolken
Molekularer Wasserstoff ist in kalten Molekülwolken schwer direkt nachzuweisen, weil er wegen seiner Symmetrie kein elektrisches Dipolmoment besitzt und bei 10–20 K keine beobachtbaren Absorptions- oder Emissionslinien zeigt. Deshalb nutzt man indirekte Beobachtungsmethoden, sogenannte Tracer.
Ein wichtiger Tracer ist Kohlenmonoxid (CO), das zweithäufigste Molekül in solchen Wolken. Seine Rotationsübergänge können schon bei niedrigen Teilchendichten beobachtet werden. Wenn man annimmt, dass das Zahlenverhältnis von CO zu H_{2} konstant ist, kann man aus CO-Spektrallinien die Struktur und Masse einer Molekülwolke abschätzen. Außerdem besteht eine empirische Beziehung zwischen der Ausdehnung einer Wolke und der Linienbreite der CO-Linien.
Eine zweite Methode nutzt Extinktion, also die Abschwächung und Verfärbung von Sternlicht durch Staub. Blaues Licht wird stärker gestreut als rotes; Hintergrundsterne erscheinen daher röter, wenn entlang der Sichtlinie mehr Staub liegt. Die Rötung ist direkt proportional zur Staubmenge. Unter der Annahme eines konstanten Massenverhältnisses von Staub zu molekularem Wasserstoff kann daraus die Verteilung von H_{2} abgeleitet werden. Besonders wichtig ist dafür das nahe Infrarot; der 2MASS-Survey beobachtete bei 1,2 µm, 1,6 µm und 2,2 µm und ermöglichte Extinktionskarten des gesamten Himmels.
Auch Ferninfrarotbeobachtungen sind wichtig. Bei etwa 10 K liegt die thermische Emission von Staubteilchen bei rund 250 µm. Da Molekülwolken dort größtenteils optisch dünn sind, lässt sich die Staubmenge entlang der Sichtlinie direkt abschätzen. Beobachtungen in diesem Bereich sind nur mit Satelliten möglich, etwa ISO oder dem 2009 gestarteten Herschel-Teleskop.
Molekülwolken sind nicht einfach kugelförmig, sondern besitzen eine stark filamentäre Struktur. Entlang dieser Filamente liegen Verdichtungen, die als Geburtsstätten von Sternen gelten. Der genaue physikalische Hintergrund ist nicht vollständig verstanden; wahrscheinlich wirken Gravitation und Turbulenz zusammen. Turbulenz erzeugt lokale Verdichtungen, und massereiche Sterne können durch Sternenwinde Material zusammenschieben. Üblich ist eine hierarchische Einteilung in Cloud, Clump und Core: Eine Cloud ist die ganze Struktur, ein Clump eine zusammenhängende Untergruppe, und ein Core eine gravitativ gebundene Einheit, die meist als direkter Vorläufer eines Protosterns gilt. Typische Werte sind: Clouds mit 10^{3}–10^{4} M_{☉}, 2–15 pc Ausdehnung und 50–500 cm^{−3}; Clumps mit 50–500 M_{☉}, 0,3–3 pc und 10^{3}–10^{4} cm^{−3}; Cores mit 0,5–5 M_{☉}, 0,03–0,2 pc und 10^{4}–10^{5} cm^{−3}.
Kollaps und prästellare Kerne
Sterne entstehen aus dichten Molekülwolkenkernen, die in eine Molekülwolke eingebettet sind. Die wichtigste antreibende Kraft ist die Gravitation, die den Kern zusammenzieht. Dagegen wirkt vor allem die thermische Energie, also die Eigenbewegung der Moleküle aufgrund ihrer Temperatur. Auch Magnetfelder und Turbulenz können für die Stabilität wichtig sein.
Ein einfaches Stabilitätskriterium liefert die Virial-Analyse: Wenn ein Kern im Gleichgewicht ist, gleichen sich unter Vernachlässigung von Magnetfeldern und Turbulenz die kinetische Energie der Teilchen und die potentielle Gravitationsenergie aus. Überwiegt die Gravitationsenergie, kollabiert der Kern. Für realere Wolken muss berücksichtigt werden, dass der Druck im Inneren höher sein muss als außen. Im Grenzfall kritischer Stabilität spricht man von einer Bonnor-Ebert-Sphäre; daraus lässt sich eine Bonnor-Ebert-Masse ableiten, die überschritten werden muss, damit der Kollaps beginnt.
Ist die kritische Masse überschritten, erfolgt der Kollaps quasi im freien Fall. Die einfallenden Schichten bewegen sich ungebremst nach innen, schneller als die lokale Schallgeschwindigkeit. Der Kollaps breitet sich von innen nach außen mit Schallgeschwindigkeit aus, ein sogenannter „Inside-Out Collapse“. Dabei wird Gravitationsenergie in thermische Energie umgewandelt und zunächst im mm-Wellenlängenbereich abgestrahlt. Weil die äußeren Hüllen für diese Strahlung durchlässig sind, bleibt die erste Phase isotherm, das heißt die Temperatur ändert sich zunächst kaum.
Mit wachsender Dichte wird die Hülle optisch dick, Strahlung entkommt schlechter, und der Kern heizt sich auf. Dadurch bildet sich im Zentrum ein hydrostatisches Gleichgewicht, das den Kollaps verlangsamt und schließlich stoppt. Dieser erste Kern, englisch First Hydrostatic Core (FHSC), besteht größtenteils aus Wasserstoffmolekülen und hat typischerweise einen Radius von 10 bis 20 AE, etwa dem dreifachen Radius der Jupiterbahn. Die äußeren Hüllen fallen weiterhin auf ihn ein und erzeugen Schockwellen, die ihn zusätzlich aufheizen. Die Phase vom Kollaps bis zur Bildung eines hydrostatischen Kerns dauert rund 10.000 Jahre.
Prästellare Kerne beobachtet man ähnlich wie Molekülwolken: Ihr Staub schluckt Licht von Hintergrundsternen, sodass sie im optischen und nahen Infrarot als sternfreie Gebiete erscheinen. Bei (sub-)mm-Wellenlängen sind sie durch thermische Staubemission bei etwa 10 K sichtbar. Außerdem werden Moleküllinien genutzt. In den geschützten Zentren können chemische Verbindungen entstehen, die im normalen interstellaren Medium durch Strahlung zerstört würden. Die Übergangsphase vom prästellaren zum protostellaren Kern, also die direkte Beobachtung eines ersten Kerns, ist bisher nicht bestätigt; es gibt nur Kandidaten.
Protosterne, Scheiben und Jets
Wenn sich der erste Kern weiter aufheizt, werden Wasserstoffmoleküle in einzelne Wasserstoffatome gespalten. Die dabei gebundene Energie steht nicht mehr zur Stabilisierung zur Verfügung; es folgt ein zweiter Kollaps. Er endet erst, wenn sich erneut ein hydrostatisches Gleichgewicht bildet. Der zweite Kern besteht hauptsächlich aus Wasserstoffatomen und hat etwa eine Ausdehnung von eineinhalb Sonnenradien. Aus dem prästellaren Kern ist damit ein Protostern geworden: ein Stern, der noch Masse gewinnt und dessen Leuchtkraft vor allem aus Akkretion stammt, also aus dem Einfall von Materie von außen.
Der Protostern strahlt bereits mit einigen 1000 K, ist aber durch seine dichte Hülle von außen verdeckt. Seine Strahlung erwärmt die Molekülwolke von innen. In den inneren Regionen steigen die Temperaturen über 1500 K, sodass heiße Staubteilchen verdampfen; es entsteht eine weitgehend strahlungsdurchlässige Region im Staubmantel. Ab etwa 100 K verdampfen Moleküle aus Eishüllen um Staubteilchen und gehen in die Gasphase über. Diese warme, molekülreiche Zone heißt Hot Corino und ist chemisch sehr aktiv.
Weil Molekülwolkenkerne einen Drehimpuls besitzen, fällt Materie nicht einfach radial auf den Protostern. Häufig bildet sich eine zirkumstellare Scheibe, in der Drehimpuls transportiert wird. Dadurch wandert Material nach innen zum Zentralgestirn, während andere Teilchen nach außen driften; die Scheibe kann etwa 100 AE groß sein. Sie wird auch Akkretionsscheibe genannt, weil der Protostern über sie weiter Materie aufnimmt.
Senkrecht zur Scheibe bilden Protosterne oft bipolare, stark gebündelte Jets. Sie entstehen durch das Zusammenspiel von Rotation, Magnetfeldern und Akkretion und werden durch Material aus der Scheibe gespeist. Die Jets stoßen mit Überschallgeschwindigkeit in die Hülle, erzeugen Schocks und können chemische Reaktionen auslösen. Ihre Geschwindigkeiten liegen bei einigen 100 km/s. Daneben gibt es langsamere, weniger gebündelte molekulare Ausflüsse mit bis zu einigen 10 km/s. Der Jet öffnet nach und nach einen Hohlraum in der protostellaren Wolke; anfangs beträgt dessen Öffnungswinkel nur wenige Grad, später wird er größer.
Protosterne werden über ihre spektrale Energieverteilung, den Farbindex und besonders den Spektralindex klassifiziert: α = d log(λF_{λ}) / d log λ. Dabei ist λ die Wellenlänge und F_{λ} die spektrale Flussdichte. Zur Klassifikation nutzt man meist Nahinfrarot-Wellenlängen zwischen 2,2 und 10 μm. In frühen Stadien liegt das Strahlungsmaximum im fernen Infrarot und die Intensität steigt mit der Wellenlänge an; beim Erreichen der Hauptreihe dominiert das heiße Zentralgestirn mit optischem Strahlungsmaximum und negativem Spektralindex. Klasse-0-Protosterne ähneln in ihrer SED einem kalten Schwarzkörper von rund 20–30 K; bei Klasse I ist die kalte Staubhülle noch wichtig, aber die Strahlung des einige 1000 K heißen Protosterns zeigt sich bereits bei kürzeren Wellenlängen.
Vorhauptreihensterne und Sternhaufen
Wenn die Akkretion aus der Hülle abnimmt, stammt die Leuchtkraft zunehmend aus der Eigenkontraktion des Zentralgestirns. Dann spricht man von einem Vorhauptreihenstern. Bei weniger als 2 Sonnenmassen heißen solche Sterne T-Tauri-Sterne, bei massereicheren Sternen bis 8 Sonnenmassen Herbig-Ae/Be-Sterne.
Bei T-Tauri-Sternen ist die Hülle so weit ausgedünnt, dass man das Zentralgestirn und die Scheibe direkt sehen kann. Diese jungen Sterne sind wegen starker Magnetfelder oft zu einem großen Teil von Sternflecken bedeckt und besitzen starke Winde. Die weitere Akkretion erfolgt nur noch über die protoplanetare Scheibe, mit etwa 10^{−9} bis 10^{−7} Sonnenmassen pro Jahr. Die Scheibe macht anfangs rund 0,5 % der Masse des Zentralgestirns aus und löst sich im Laufe von rund 2 Millionen Jahren durch Prozesse wie Akkretion, Jets und Photoevaporation auf. Mit abnehmender Scheibenmasse nehmen Emissionslinien und Jet-Aktivität ab; man unterscheidet klassische T-Tauri-Sterne von Weak T-Tauri Stars.
Im Hertzsprung-Russell-Diagramm liegen T-Tauri-Sterne über der Hauptreihe und bewegen sich zunächst auf der Hayashi-Linie fast senkrecht nach unten. Im Inneren reicht die Temperatur anfangs nur für die energetisch wenig bedeutende Fusion primordialen Deuteriums und Lithiums. Sterne mit mehr als 0,5 Sonnenmassen bilden später eine kompakte Kernzone, in der Strahlungstransport wichtiger wird; schließlich setzt Wasserstofffusion ein, und der Stern erreicht die Hauptreihe. Sterne mit weniger als 0,5 Sonnenmassen bleiben bis dahin vollkonvektiv. Sterne mit weniger als 0,08 Sonnenmassen, etwa 80 Jupitermassen, erreichen nicht die nötige Kerntemperatur für Wasserstoffbrennen und enden als Braune Zwerge.
Vorhauptreihensterne sind mit ähnlichen Methoden wie Protosterne beobachtbar. Zusätzlich kann ihre protoplanetare Scheibe durch Streulicht untersucht werden, wodurch Rückschlüsse auf Staubteilchen möglich sind. Mit Teleskopen wie ALMA sollen durch Planeten verursachte Lücken in protoplanetaren Scheiben direkt beobachtbar werden; indirekte Hinweise gibt es bereits in Infrarotspektren. Bei jungen Hauptreihensternen und Klasse-III-Vorhauptreihensternen mit fast gasfreien Debris-Disks können Planeten direkt beobachtet werden.
Massereiche Sterne entstehen vor allem in Clustern aus größeren Molekülwolken. Dort können Protosterne um dasselbe Material konkurrieren, Jets in andere Systeme eindringen und Gezeitenkräfte stören. Massereiche Sterne mit mehr als 8 Sonnenmassen entstehen deutlich schneller als sonnenähnliche Sterne, deren Entstehung nach rund 10 Millionen Jahren abgeschlossen ist. Sie durchlaufen zwar ebenfalls Kollaps, Scheiben- und Jetbildung, doch die Stadien sind zeitlich weniger klar getrennt. Während im Zentrum schon Kernfusion beginnt, kann der Stern noch in eine dichte Staubhülle eingebettet sein.
Sternpopulationen und Galaxien
Sternentstehung hängt von der chemischen Zusammensetzung des Gases ab. Sterne erzeugen durch Kernfusion Helium, Kohlenstoff und schwerere Elemente bis Eisen. Durch Sternwinde und Supernovae gelangen diese Elemente ins interstellare Medium. In der Astronomie nennt man alle Elemente außer Wasserstoff und Helium Metalle. Metalle, Staubpartikel und Moleküle wie CO kühlen Molekülwolkenkerne effizient und fördern dadurch gravitative Instabilität und Kollaps.
Im frühen Universum konnten Sterne nur aus leichten Elementen entstehen, die kurz nach dem Urknall gebildet wurden. Deshalb mussten die Sternentstehungsprozesse damals anders ablaufen. Eine Möglichkeit ist die massenhafte Entstehung von Hunderten bis Millionen Sternen in Haufen, in denen Gezeitenkräfte und Wechselwirkungen wichtig waren. Die metallarmen ersten Sterne heißen Population-III-Sterne; sie dürften wesentlich schwerer und heißer gewesen sein als heutige Sterne, wurden aber bisher nicht beobachtet.
Die nächste Generation heißt Population II. Sie war bereits mit Metallen angereichert, wenn auch nicht so stark wie Sterne der Population I, zu der unsere Sonne gehört. Dadurch konnten Molekülwolken schneller abkühlen und bevorzugt Sterne mit kleinerer Masse als der Sonnenmasse bilden. Metallarme Population-II-Sterne findet man im Halo der Milchstraße, wo die Sternentstehungsrate relativ niedrig ist. In der Scheibe der Milchstraße befinden sich vor allem Population-I-Sterne. 2014 wurde mit SMSS J031300.36-670839.3, kurz SM0313, der bisher älteste Stern der Population II entdeckt; sein Alter beträgt rund 13,6 Milliarden Jahre.
Für Galaxien ist Sternentstehung ein Schlüsselprozess, weil sie bestimmt, wo und wie effizient Gas in Sterne umgesetzt wird. Man unterscheidet Galaxien, die noch viele neue Sterne bilden, von solchen, in denen die Sternentstehung weitgehend zum Erliegen gekommen ist. Das entspricht einer Farbverteilung: aktive Galaxien sind eher bläulich, inaktive eher rötlich. Die Anzahl sternbildender Galaxien bleibt pro betrachtetem expandierenden kosmischen Volumen weitgehend gleich, während die Zahl der „toten“ Galaxien in den letzten rund 10 Milliarden Jahren stetig zugenommen hat. Verformte Galaxien, die durch Wechselwirkungen mehrerer Galaxien entstehen, können kurze, nur einige zehn Millionen Jahre dauernde Phasen intensiver Sternentstehung zeigen; sie heißen Starburst-Galaxien. In der Milchstraße entsteht rund eine Sonnenmasse an neuen Sternen pro Jahr.
