Überall in unserer Milchstraße kondensieren Wolken von Staub und Gas zu Sternen und Planeten. Man sieht diese Wolken in einer klaren Nacht als dunkles Band, das den Sternenteppich der Milchstraße durchteilt: So dicht ist die Materie, aus der die Wolken sich zusammensetzen, daß sie für Sternlicht undurchsichtig sind. Sterngeburten finden tief im Innern dieser Dunkelwolken statt. Solche Sternentstehungswolken sind viel dünner als das beste irdische Vakuum, aber auch so riesig, daß ihre Masse ausreichen würde, um viele hundert Sterne entstehen zu lassen. Sie bestehen hauptsächlich aus Wasserstoffmolekülen. Da diese Wasserstoffmoleküle nur schwer zu beobachten sind, behelfen sich die Astronomen, indem sie andere chemische Verbindungen beobachten, die den Wolken in geringen Spuren beigemischt sind.

So läßt sich mit dem 100-m-Radioteleskop bei ganz bestimmten Frequenzen Radiostrahlung nachweisen, die von Ammoniak oder Methylalkohol ausgesandt wird. Aus der Intensität dieser Radiostrahlung werden Dichten und Temperaturen der Sternentstehungswolken errechnet. Diese Eigenschaften muß man kennen, wenn man die physikalischen Prozesse verstehen will, die im Inneren der Wolken ablaufen.

Ein gutes Beispiel dafür ist der Orionnebel, die nächstgelegene größere Sternentstehungsregion in ca. 1500 Lichtjahren Entfernung. Eine optische Aufnahme des zentralen Bereichs (Abb. 1) zeigt ein Quartett von jungen, heißen Sternen (die sogenannten Trapez-Sterne), deren Strahlung das umgebende Wasserstoffgas ionisiert und zum Leuchten anregt (HII-Region). Abb. 2 zeigt einen Ausschnitt dieses Bildes in Radiowellenlängen. Die Molekülwolke ist hier farbig dargestellt; die Farben geben die Intensität des Kohlenmonoxid-Moleküls im Submillimeter-Wellenlängenbereich wieder. Die weißen Konturen (Höhenlinien) zeigen als Ergebnis von Radiokontinuums- Beobachtungen bei hoher räumlicher Auflösung die Ausdehnung der HII-Region. Die Ionisierung und Aufheizung auf eine Temperatur von rund 10000 Grad erfolgt dabei durch die neu entstandenen heißen Sterne (Trapez-Sterne).
Das Bild zeigt sehr deutlich den abrupten Übergang zwischen den beiden Schichten; dort frißt sich der ionisierte Wasserstoff langsam in die Molekülwolke hinein. In der schmalen Lücke dazwischen liegen die wesentlich kühlere Übergangsregion, die nur ungefähr Raumtemperatur aufweist. Die Temperaturen in beiden Bereichen wurden mit Hilfe des Radiospektrums (Inlet in Gelb) bestimmt, das mit dem 100-m-Radioteleskop bei 1,3 cm Wellenlänge gemessen wurde. Es zeigt eine breite Helium-Linie aus der HII-Region und links daneben die wesentlich schmalere Kohlenstoff-Linie aus dem kühlen Zwischenbereich. Hierbei gilt: je breiter die Linie, desto höher die Temperatur des aussendenden Gases.

In solchen Molekülwolken bilden sich Gebiete erhöhter Dichte, die sich durch ihre eigene Schwerkraft zusammenziehen. Diese Wolkenkerne enthalten bis zu einige hunderttausend Wasserstoffmoleküle in jedem Kubikzentimeter. Magnetfelder, die den Raum zwischen den Sternen durchdringen, sorgen dafür, daß die sich beim Zusammenziehen beschleunigende Rotation dieser Kerne abgebremst wird. Die Wolkenkerne werden schließlich so dicht, daß die Wärmestrahlung nicht mehr aus ihrem Inneren entweichen kann. Es entsteht ein Wärmestau. Der Wolkenkern wird heißer und dichter, bis schließlich im Zentralbereich der Wasserstoff zu Helium verschmilzt und riesige Mengen von Energie freigesetzt werden: ein Stern ist entstanden. Bei der Sternentstehung wird jedoch nicht alles Gas, das ursprünglich vorhanden war, aufgebraucht. Neugeborene Sterne machen sich Luft, indem sie einen Teil des übriggebliebenen Gases einfach nach entgegengesetzten Richtungen wegblasen. Der Rest sammelt sich in einer Scheibe aus Staub und Gas um den Stern herum. Aus dieser Scheibe kann sich nun mit der Zeit ein Planetensystem bilden.