Sternentstehung

Sternentstehung bezeichnet den Prozess, durch den dichte Regionen interstellarer Gas- und Staubwolken unter ihrer eigenen Schwerkraft kollabieren und dabei neue Sterne bilden. Diese Gaswolken, auch Molekülwolken genannt, bestehen überwiegend aus molekularem Wasserstoff und haben Temperaturen von nur 10 bis 30 Kelvin sowie Dichten von einigen 100 bis 10.000 Teilchen pro Kubikzentimeter.

Wenn eine Wolke oder ein Teil davon die kritische Masse überschreitet (Jeans-Masse), überwiegt die Schwerkraft den thermischen Druck der Gasmoleküle und die Wolke beginnt zu kollabieren. Auslöser können Druckwellen durch nahe Supernovae oder Dichtefluktuationen in Spiralarmen sein. Während des Kollapses heizt sich das Zentrum auf - zunächst entsteht ein Protostern, der von einer Akkretionsscheibe umgeben ist. Wenn die Kerntemperatur rund 10 Millionen Kelvin erreicht, zündet die Wasserstofffusion und ein neuer Stern “geht an”.

Aktive Sternentstehungsgebiete sind als rötliche Emissionsnebel sichtbar, in denen junge heiße Sterne das umgebende Gas ionisieren. Berühmte Beispiele sind der Orionnebel (M42) in rund 1.350 Lichtjahren Entfernung oder die “Säulen der Schöpfung” im Adlernebel (M16). Die meisten Sterne entstehen in Gruppen, etwa in offenen Sternhaufen oder Sternassoziationen; heutige Einzelsterne wie die Sonne haben sich meist erst später durch Gravitationswechselwirkungen und die Auflösung ihres Geburtshaufens von ihren Geschwistern getrennt.