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Sternentstehung: Ohne Grenzen

Sterne mit mehr als 20 Sonnenmassen lassen sich beobachten, nicht aber erklären: Aus physikalischer Sicht hätten sie nicht schwerer werden dürfen. Dreidimensionale Computersimulationen räumen nun eine grundlegende Verständnishürde aus dem Weg.
Simulation einer Sterngeburt
In frühen Kulturen galt die Sonne noch als abstrakte Gottheit, in der Antike ließ man den Himmelskörper immerhin schon von Göttern am Firmament herumkutschieren, und im Mittelalter verlor das Zentralgestirn entgültig seine mystische Rolle. Mittlerweile haben Astronomen sogar ihre Funktionsweise und ihren Werdegang enträtselt.

Vielen ferneren Lichtern haftet jedoch bis heute etwas Geheimnisvolles an. Denn leider sind die Modelle, die für die Sonne und ähnliche Gewichtsklassen hervorragend funktionieren, nur begrenzt einsetzbar: Alle Gestirne über 20 Sonnenmassen dürfte es danach nicht geben. Das Innere der werdenden Sterne sollte ab einigen zehn Sonnenmassen bereits so intensives Licht produzieren, dass der abstoßende Strahlungsdruck die anziehende Wirkung der Schwerkraft übersteigt.

An diesem Punkt muss das Wachstum also stoppen, und der Stern würde die umgebenden Gas- und Staubmassen wieder retour ins All blasen. Warum aber streifen dann mindestens sechsmal so schwere Gestirne durch das Universum, wie die Theorie erlaubt? Mark Krumholz von der University of California in Santa Cruz und seine Kollegen gingen diesem Problem nun in Computersimulationen auf den Grund.

Ins Leben gewirbelt | Diese Momentaufnahme der Comutersimulation zeigt den Stern nach 55 000 Jahren.
Ihr dreidimensionales Modell beschreibt die Entstehung von massereichen Sternen aus einer gewaltigen interstellaren Gaswolke mit 100 Sonnenmassen und einer Ausdehnung von rund drei Billionen Kilometern. So sollte es auch in freier Wildbahn losgehen, wie Modelle und Beobachtungen der vergangenen Jahre nahelegten.

Sofort nach dem Start begann die Gaswolke zusammenzustürzen, nach 3600 Jahren hatte sich bereits ein Protostern gebildet. Nach 17 000 Jahren war dieser auf 11 Sonnenmassen angewachsen und leuchtete 10 000 Mal so hell wie unser Zentralgestirn. Das Wechselspiel zwischen Gravitation und Strahlung hatte also längst begonnen, doch die gesammelte Kraft des Lichts war noch zu schwach, um einen merklichen Effekt zu bewirken.

Erst nach rund 25 000 Jahren, der Jungstern hatte inzwischen ein Gewicht von 17 Sonnenmassen, zog der Strahlungsdruck gleich mit der Schwerkraft. Es kam nun verstärkt zu Instabilitäten im anwachsenden Stern: zum einen auf Grund der Gravitation – die Materie begann zu verklumpen –, zum anderen durch die so genannte Rayleigh-Taylor-Instabilität, die an der Grenze zwischen Flüssigkeiten unterschiedlicher Dichten auftritt.

Gemeinsam schufen die Instabilitäten eine Art Kanalsystem zum wachsenden Kern des Protosterns: Durch einige kann die Strahlung in den Weltraum entweichen, und durch andere fällt weiterhin Gas hinab. So schafft es der Stern also, beide Kräfte unter einen Hut zu bekommen und gleichzeitig noch anzuwachsen – ohne dass ein komplexer Mechnismus notwendig wäre.

Auch äußerlich veränderte sich manches: Die Rotation hatte die Gas- und Staubwolke allmählich abgeplattet und ließ die Materie nun in einem breiten Gürtel um den werdenden Stern wirbeln. Die verklumpende Wirkung der Gravitation bildet hier nebenbei auch neue Keimzellen für eine Reihe von kleinen Sternen. Die Mehrzahl von ihnen kollidiert jedoch früher oder später mit dem zentralen Protostern.

Simulation einer Sterngeburt | Momentaufnahmen der Simulation nach 17 500, 25 000, 34 000, 41 700 und 55 900 Jahren (A-E). Das linke Bild zeigt jeweils die Säulendichte senkrecht zur Rotationsachse, während auf der rechten Seite die Volumendichte entlang der Rotationsachse dargestellt ist. Pluszeichen markieren die projizierten Positionen der Sterne.
In der Simulation wurde nur ein Zweitgestirn massereich genug, um sich selbstständig zu machen und einen eigenen Materiegürtel zuzulegen – etwa 35 000 Jahre nach dem Startschuss. Er wuchs zu einem stattlichen Begleiter heran. Ein drittes, allerdings nur kleines Gestirn wurde vom System in einen weiten Orbit ausgeworfen, bevor es wieder zurückkehrte und mit dem Hauptstern verschmolz. Das Modell erklärt demnach ohne irgendein Zutun, warum massereiche Sterne meistens in Binär- oder Mehrfach-Sternsystemen auftreten. "Ein netter Nebeneffekt", kommentiert Krumholz.

Insgesamt verfolgte sein Team das virtuelle Geschehen über 57 000 Jahre – die letzten 20 000 Jahre hatte sich nichts Wesentliches mehr verändert. Die beiden Sterne eigneten sich bis dahin rund 40 beziehungsweise 30 Sonnenmassen an und kreisten mit einem Abstand von etwa 1600 Erde-Sonne-Distanzen umeinander. Geblieben war außerdem eine Staubhülle von rund 30 Sonnenmassen, die beide umgab – vermutlich wird ein Großteil davon noch von den Sternen eingefangen.

Doch das sind schon alte Kamellen. Was die Forscher zeigen wollten, hatten sie längst im Kasten: Der Strahlungsdruck limitiert nicht wie bislang angenommen das Wachstum massereicher Gestirne – und es bedarf wohl keiner Mythen, um ihr Dasein zu erklären.

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  • Quellen
Krumholz, M. R. et al.: The Formation of Massive Star Systems by Accretion. In: Science 10.1126/science.1165857, 2008.

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