Diesen Bericht habe ich während meines Berufspraktikums im September 2005 im Max-Planck-Institut für Radioastronomie erstellt.
Wer kennt ihn nicht?
Das Sternbild Orion ist eines der am leichtesten erkennbaren Sternbilder an unserem Himmel. Die drei Gürtelsterne kann man sofort zuordnen.

Wer weiß aber, dass gerade dort, um Alnitak (siehe Bild) herum, die Geburtsstätte von Sternen ist...
Auf diesem Bild kann man den Orionstern "Alnitak" sehen. Um ihn herum ist der Orionnebel.

Es gibt es drei verschiedene Arten von Nebeln:

Der Emissionsnebel. Dieser Nebel besteht aus Gas, meistens Wasserstoff. Er leuchtet selber, angeregt durch die Strahlung eines oder mehrerer benachbarter OB-Sterne. In diesem Fall wird der Nebel von Alnitak (O-Stern) angeregt.

Der Reflexionsnebel. Der Reflexionsnebel leuchtet zwar, aber er leuchtet nicht von sich aus. Staub reflektiert das Licht von Nachbarsternen.

Der Dunkelnebel. Diese Art von Nebel besteht aus einer verdichteten Materie aus Gas und Staub. Diese Materie absorbiert Licht. Daher versperrt sie den Blick auf dahinter liegende Regionen des Weltalls.
Genau dort, in diesen Dunkelnebeln, befinden sich die "Kinderstuben" von Sternen. Denn dort entwickeln sich Protosterne, die auch "Babysterne" genannt werden könnten.
In diesen Dunkelnebeln, geschützt vor Licht (besonders der gefährlichen UV-Strahlung), bilden sich Wasserstoffmoleküle, daher der Name "Molekülwolke".

Aufgrund der hohen Dichte kann Licht im sichtbaren Bereich nicht durch die Wolke dringen. Deshalb ist sie nicht zu sehen und es scheint, als wäre an diesen Stellen ein sternenleeres Gebiet.

- (Riesen-)Molekülwolke -
Englisch Giant molecular cloud
Abkürzung GMC
Zusammensetzung Meistens aus Wasserstoffmolekülen und Staub
Ausdehnung Mehr als 100 – 300 Lichtjahre (1 Lichtjahr sind etwa 9 Billionen km)
Masse 10 000 Sonnen oder mehr
Dichte 100 – 1 000 000 Teilchen pro Kubikzentimeter
Man hat aber herausgefunden, dass Millimeterwellen nicht vom Staub blockiert werden. So konnte man mit speziellen Teleskopen die Geburtsstätte von Sternen genauer erforschen.

Zum Beispiel können Astronomen aus der Intensität der Strahlung die Dichte und Temperatur einer Molekülwolke errechnen. So kann man ein "Bild" erstellen.
So würden wir die Molekülwolken sehen.

Die unterschiedlichen Farben zeigen die unterschiedlichen Strahlungs-Intensitäten:
An den roten Stellen ist eine sehr starke Strahlung, an den gelben eine weniger starke, usw.
Obwohl kaum Licht durch die Molekülwolke dringt, zerstört die UV- Strahlung von einem heißen Nachbarstern sie nach und nach, wobei die Verdichtungen nur sehr langsam verdampfen und so das dahinterstehende Gas schützten.

Aus diesen Verdichtungen entwickeln sich die Protosterne.

Ob ein Stern entsteht, ist also eigentlich nur eine Frage der Schnelligkeit:

Wer ist schneller? Die UV-Strahlung mit dem Zerstören oder die Verdichtung mit der Entwicklung zum Protostern?
Da die Verdichtungen nicht so schnell verdampfen bleiben "Säulen" übrig.
Der Ausschnitt zeigt die Vergrößerung einer Verdichtung.

Der Umfang dieses "Babysterns" ist 10 000 mal so groß wie die Erdbahn (10 000 AU)

AU bedeutet "Astronomical Unit" und ist als 149 597 870,691 km definiert (entspricht dem mittleren Abstand der Erde vom Zentrum der Sonne).
Durch Gravitation (Schwerkraft) verdichtet sich die Materie immer weiter. Die Rotation (Drehung) und das magnetische Feld bremsen diesen Kollaps jedoch.

Bei einer Dichte von 1 Milliarde Teilchen pro Kubikzentimeter, wird der Kollaps nicht mehr gebremst und folglich schneller.
Da sich der Protostern im Inneren immer mehr zusammenzieht (die Dichte steigt), dreht er sich immer schneller. (Siehe Beispiel auf nächster Seite)

Durch die Fliehkraft dieser Rotationsbewegung bildet sich eine Scheibe. Aus ihr kann später ein Planetensystem entstehen.
Beispiel:

Hier wird die schneller werdende Rotation mit einem Eiskunstläufer verglichen.

Aber wir wissen, dass Sterne mit Kernfusion keinen starken Drehimpuls haben. Daher muss ein Abtransport dieses Drehimpulses geschehen.
Aber wie?
Während Wissenschaftler die Antwort auf die Frage "Wie verliert der Protostern seinen Drehimpuls?" suchten, entdeckten sie zwei bipolare Ausflüsse: Zwei Gasblasen, die an gegenüberliegenden Seiten weggeschleudert werden. Jets aus dem Inneren des Protostern hatten die Materie aus der Hülle "herausgeschoben".
Mit Hilfe von Computer-Simulationen konnte man die Entstehung von Jets darstellen:

Der Protostern hat ein schwaches Magnetfeld (Bild 1), das bei der Rotation mitgedreht wird (Bild 2). Irgendwann ist der Druck so stark, dass geladene Teilchen diesen Linien folgen, die an zwei Polen vom Protostern weggehen (Bild 3).
So entstehen zwei Jets: zwei Pole – zwei Jets.
*Akkretion: Wachstum durch Anlagerung
Die Entwicklung von einem Protostern zu einem Stern mit Kernfusion wird von Astronomen in 4 Stadien unterteilt: 0, I, II und III.
Klasse 0 - Protosterne, die im Submillimeter-Bereich strahlen.

Klasse I - Protosterne, die im Infrarot-Bereich strahlen

Klasse II - Klassische T-Tauri Sterne (CTTS); strahlen im sichtbaren Bereich

Klasse III- Entwickelte T-Tauri Sterne (wTTS); strahlen im sichtbaren Bereich


- Protostern -
Bei einem Protostern hat die Kernfusion noch nicht eingesetzt. Daher wird er als Vorläufer der eigentlichen Sterne (mit Kernfusion) angesehen.
Das ist ein Protostern der Klasse 0. Er strahlt im Submillimeter-Bereich und ist bereits etwa 10 000 Jahre alt.

Der Protostern selbst ist der Kern, der wenig Masse hat, weil die Mehrheit der Masse der ehemaligen Verdichtung noch in einer riesigen Hülle ist.
Die Akkretion (Zunahme) des Stern hat zwar begonnen, aber die Masse der Hülle ist wie gesagt immer noch größer, als die des Protosterns.

Durch die Rotation ist eine Scheibe entstanden (siehe "Protosterne".
Die Jets in Klasse 0 können Geschwindigkeiten von mehreren 100 km pro Zehntelsekunde erreichen.
An den Stellen, wo die Jets Schockfronten bilden und das interstellare (zwischen den Sternen) Gas erhitzen, können leuchtende Nebel, so genannte "Herbig-Haro-Objekte" beobachtet werden.
Protosterne der Klasse I strahlen Infrarotstrahlung ab. Sie sind etwa 100 000 Jahre alt.
Um den Protostern herum sind weiterhin Scheibe und Materiewolke. Das ganze hat eine Ausdehnung von ungefähr 8 000 AU
(siehe "Ein entstehender Stern").

Die Masse des Protostern ist jetzt größer, als die in der Hülle. Die Jets haben einen größeren Winkel als die Jets der Klasse 0.
CT-Tauri Sterne bilden die Klasse II.
Bis ein Protostern als T-Tauri Stern bezeichnet werden kann, vergehen etwa 1 000 000 Jahre.
Sie haben eine Ausdehung von 200 AU (AU: siehe "Ein entstehender Stern").

T-Tauri Sterne weisen bipolare Materieausflüsse mit einigen hundert Kilometern pro Sekunde auf.

Obwohl die Hülle verschwunden ist, akkretiert der T-Tauri Stern weiterhin durch seine Scheibe.
Hier ist ein Bild von vier T-Tauri Sternen im Orionnebel. Da die Hülle nicht mehr da ist, kann man auch den Stern sehen.
Bei der Seitenansicht versperrt jedoch die Scheibe den Blick auf das Zentrum.
Um den Stern wirklich sehen zu können, muss man also eine Draufsicht haben. Die Scheibe hat eine hohe Dichte und absorbiert Licht. Wie bei dem Dunkelnebel oder bei der Hülle, scheint daher hinter der Scheibe ein sternleeres Gebiet zu sein. Der rote Punkt ist der T-Tauri Stern. Er ist rot, da er noch nicht so heiß ist.
Klasse III: die "Evolved T-Tauri Stars", auch "Weak T-Tauri Stars", kurz "wTTS", genannt.
Nach 10 000 000 Jahren hat ein entstehender Stern diese Klasse erreicht. Die Ausdehung der Scheibe liegt bei 200 AU (AU: siehe "Ein entstehender Stern").

Die Akkretion hat stark abgenommen.
Aus der Scheibe entwickelt sich nun möglicherweise ein Planetensystem.

Im Inneren des Protosterns:
Bei einer Temperatur von 10 Mio Kelvin beginnt der Fusionsprozess (siehe "Klassenunterteilung"). Dabei verschmelzen vier Wasserstoffkerne zu einem Heliumkern.
Ende des Protostern-Prozess. Ein Stern ist entstanden.
Hier ist eine Übersicht von der Sternentstehung:

Bild A zeigt einen Dunkelnebel (Dunkelwolke).

Bild B stellt den beginnenden Kollaps (Zusammenfall) im Inneren dieser Wolke dar.

In Bild C ist der Protostern (Klasse 0 – 1) von einer Scheibe umgeben. Durch die bipolaren Ausflüsse wird der Drehimpuls abgegeben. Die Masse in der Hülle ist sehr hoch. Die Materie wird von der Gravitation des Protostern ins Zentrum gezogen, wodurch die innere Dichte immer höher wird.

Bild D zeigt den CTTS, den klassischen T-Tauri Stern. Auch wenn die Hülle verschwunden ist, akkretiert er weiterhin durch seine Scheibe.

In Bild E ist der wTTS, der evolved T-Tauri Stern, zu sehen. Die Akkretion ist größtenteils beendet. Aus der Scheibe bildet sich nun ein Planetensystem.

Bild F zeigt das Ende des Protostern-Prozess: Ein neuer Stern ist entstanden.
- E N D E -




Hier ist ein ,,Bild” der Molekülwolke hinter dem Pferdekopfnebel im Sternbild Orion (siehe "Alnitak").


ur 3/2013

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