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Teilen Astrophysik: Die Kinderstuben der Sterne In Sternhaufen bilden sich neue Sonnen. Oft geht es dort zu wie in einem Bienenschwarm. Eine neue Theorie versucht zu erklären, wie die Haufen entstehen und sich wieder auflösen, in seltenen Fällen aber hunderte Millionen von Jahren bestehen bleiben. Steven W.

Doch das war nicht immer so: Jeder Stern beginnt sein Leben in einer Gruppe von Geschwistern nahezu gleichen Alters. Erst nach und nach driftet die Schar auseinander. Einige dieser stellaren Kinderstuben existieren noch heute; Astronomen bezeichnen sie als Cluster oder Sternhaufen. Der wohl bekannteste von ihnen ist der Orion-Trapezium-Haufen im Orion-Nebel: Bilder des Weltraumteleskops Hubble zeigen, wie seine Sterne inmitten von aufgewühlten Wolken aus Staub und Gas aufleuchten.

Auf einen Blick Das Innenleben von Sternhaufen Die Entstehung von Sternen nimmt ihren Anfang in Molekülwolken aus mit Staub vermischtem Gas. Die jungen Sonnen haben stets viele Geschwister gleichen Alters und bilden verschiedene Arten von Sternhaufen.

Semantisches Clustering durch ein web-mining-basiertes Verfahren zur Gruppierung von Begriffen

Für die Unterschiede könnte die Masse der Molekülwolke verantwortlich sein, aus der sich ein Cluster entwickelt. Sie beeinflusst das Gleichgewicht aus Kontraktion und Expansion während der Entwicklung des Haufens. Durch ihre Untersuchungen hoffen Astrophysiker, auch mehr über unsere eigene Sonne zu erfahren, die ebenfalls einst in einem Sternhaufen entstand.

Sternhaufen kommen in höchst unterschiedlichen Varianten vor, die von schwächlichen Gebilden mit wenigen Dutzend Mitgliedern bis zu dichten Ansammlungen von Millionen Sternen reichen. Einige Exemplare sind nur ein paar Millionen Jahre alt, andere Haufen stammen aus der Frühzeit des Universums.

Weniger gut erforscht ist, wie sich Sternhaufen als solche entwickeln und was genau sich in ihnen abspielt. Und warum gibt es sie ausgerechnet in den heute beobachteten Spielarten? Vor etwa 20 Jahren, als ich gemeinsam mit Francesco Palla vom Arcetri-Observatorium in Florenz ein Lehrbuch über Sternentstehung verfasste, wurde mir erstmals bewusst, dass wir offenbar weit mehr über die Sterne selbst wissen als über die Kinderstuben, die sie hervorbringen.

Vielleicht erschaffen ja dieselben physikalischen Kräfte die verschiedenen Haufenvarianten. In den folgenden beiden Jahrzehnten habe ich einen erheblichen Teil meiner Zeit dafür aufgewandt, Belege für diese Vermutung zu finden. Schon damals wussten Astronomen viel über die Entstehung von Sternen und auch einiges über die Cluster, in denen das geschieht.

Den Schwerkraftsog einer Wolke spüren nicht nur Sterne und andere Objekte in ihrer näheren Umgebung, er wirkt auch auf die Materie in ihrem Inneren. Astronomen unterscheiden fünf Haufentypen nach ihrem Alter sowie nach Zahl und Dichte der darin enthaltenen Sterne. Die jüngsten stellaren Gruppierungen werden als eingebettete Cluster bezeichnet. Die innere Struktur solcher primitiven Cluster bleibt den Forschern deshalb ein Geheimnis.

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Aus praktischen Gründen habe ich mich auf die drei Haufentypen konzentriert, die in der galaktischen Ebene liegen und sich am besten untersuchen lassen. Einer davon sind die spärlich bevölkerten T-Assoziationen, sie bestehen aus bis zu einigen hundert T-Tauri-Sternen, also sehr jungen und noch kontrahierenden Himmelskörpern.

Auch unsere Sonne war in ihrer Frühzeit ein solcher T-Tauri-Stern. Die Himmelskörper werden zwar noch von ihrer Elternwolke umgeben, aber nicht vollständig verborgen. Lange bleiben solche Haufen nicht zusammen: Die ältesten T-Assoziationen sind gerade einmal rund fünf Millionen Jahre alt. Ich vermute, dass hierin auch der Grund für ihre kurze Lebensspanne liegt.

Anders gesagt: Sobald die Wolke sich auflöst, driften die Sterne auseinander. Astronomen vermuten, dass es in T-Assoziationen stellare Winde sind — also kräftige Gasströme, die von den Sternen ausgehen —, welche die Elternwolke nach und nach wegblasen. Solche Gruppen beherbergen typischerweise zehnmal mehr Sterne als T-Assoziationen, darunter einige so genannte O- und B-Sterne.

Diese Sterntypen zählen zu den leuchtstärksten und massereichsten im gesamten Universum. Auch der rund Lichtjahre entfernte Orion-Trapezium-Haufen ist eine OB-Assoziation: Er enthält vier sehr massereiche O- sowie rund kleinere Sterne, darunter viele vom T-Tauri-Typ. Den extrem starken Gravitationskräften innerhalb solcher Formationen zum Trotz schleudern sich die Sterne aber eines Tages selbst aus den Haufen hinaus.

Eine der Ursachen: Die enorme Schwerkraft der Elternwolke bringt die Sterne von Anfang an auf hohe Bahngeschwindigkeiten. Darum entweichen sie, kaum dass die Wolke ausdünnt. Während ihres kurzen Lebens setzen die O- und B-Sterne in OB-Assoziationen ihre Elternwolke unter starken Beschuss durch ultraviolette Strahlung.

Wie die Sonne auch beziehen sie ihre Energie aus Kernfusionsprozessen, doch brennt ihr nuklearer "Ofen" weitaus stärker: Ein typischer O-Stern mit etwa facher Sonnenmasse verfeuert sein Fusionsmaterial in wenigen Millionen Jahren. Seine ultraviolette Strahlung ionisiert das umgebende Gas — daher rührt auch das Leuchten der ionisierten Staub- und Gaspartikel im Orion-Trapezium-Haufen —, wodurch Temperatur und Druck steigen und die Elternwolke in den umgebenden Raum expandieren lassen.

Irgendwann kann sie die kleinen, schnellen Sterne nicht mehr im Zaum halten, so dass diese weit aus dem System geschleudert werden. Sie sind sehr viel seltener, bestehen aus bis zu gewöhnlichen Sternen und können über hunderte Millionen Jahre, zuweilen sogar über Jahrmilliarden hinweg zusammenhalten. Die ursprünglichen Molekülwolken — und damit die von ihnen ausgehende Schwerkraft — sind aus diesen Systemen längst verschwunden.

Auch die Plejaden sind ein solcher offener Cluster. Vor Millionen Jahren entstanden, hat sich seine Elternwolke wohl bereits vor rund Millionen Jahren aufgelöst. Die Hyaden, am Sternhimmel nicht weit von den Plejaden entfernt, sind sogar Millionen Jahre alt. In den Randzonen unserer Galaxie gibt es Dutzende offener Cluster, die noch älter sind.

M67 zum Beispiel, eine Formation aus rund Sternen, ist vor vier Milliarden Jahren entstanden. Aber selbst offene Cluster sind nicht unsterblich. Astronomen vermuten, dass die von vorüberziehenden Molekülwolken ausgehende Schwerkraft die Formationen allmählich verkleinert und zerstreut. Während die Forscher nach jahrzehntelanger Forschung recht gut erklären können, wie die allmähliche Auflösung der Elternwolken den Zerfall von T- und OB-Assoziationen auslöst, haben sie bis heute noch keine Antwort darauf gefunden, warum offene Cluster den Zerfall ihrer Elternwolken über viele Millionen Jahre hinweg in fester Formation zu überstehen vermögen.

Wie entscheidet sich, welche Art von Haufen entsteht? Und wie entscheidet sich, welche Art Cluster eine Molekülwolke bildet? Auf der Suche nach Antworten betrachtete ich die Kräfte, die in Sternhaufen wirken. In den von mir untersuchten drei Clustertypen zeigten sich zwei gegenläufige Prozesse am Werk: Kontraktion, ausgelöst durch die Schwerkraft der Elternwolken, und Expansion als Folge von stellaren Winden und ionisierender Strahlung.

Bei T- und OB-Assoziationen setzt sich am Ende die Expansion durch. Bei offenen Clustern scheinen sich Expansion und Kontraktion hingegen auszugleichen — zumindest während der kritischen Phase, in der sich die Mitgliedersterne bilden. Das Kräftegleichgewicht in einer Wolke, so schloss ich, bestimmt also nicht nur über ihr eigenes Schicksal, sondern auch über dasjenige des von ihr erzeugten Sternhaufens.

Weiterhin vermutete ich, dass der Schlüssel zu dieser Balance in der Ausgangsmasse der Elternwolke zu suchen ist. Darüber hinaus bestimmt ihre Masse über die Zahl der erzeugten Sterne. Am Ende entkommen die Himmelskörper ins All. Dieses Szenario passt gut zu unseren Beobachtungen von T-Assoziationen. Das andere Extrem ist eine Wolke mit einer um etwa das Zehnfache höheren Masse, die sich viel schneller zusammenzieht und in der auf engem Raum zahlreiche Sterne entstehen.

Der Zentralbereich der Wolke erreicht mit der Zeit eine so hohe Dichte, dass es auch zur Geburt einiger sehr massereicher Sterne kommt. Die starke Strahlung dieser Sterne bläst die Elternwolke dann zügig weg — genau das beobachten wir in OB-Assoziationen tatsächlich —, so dass die schnellen Mitglieder des Haufens rasch aus der Formation ausbrechen können.

In: Astrophysical Journal , S. Wong, Rice University Ausschnitt Kontrahieren Elternwolken tatsächlich? Wahrscheinlich existieren auch Wolken, deren Masse zwischen den Extremen liegt. Das Ergebnis ist eine Molekülwolke, die eine ständig wachsende Zahl junger, eng benachbarter Sterne enthält; sehr massereiche Exemplare würden sich dabei aber nicht bilden.

Diese Konfiguration ähnelt derjenigen, die Astronomen in offenen Clustern beobachten. In meiner Theorie des Kräftegleichgewichts postuliere ich, dass die Ausgangsmasse einer Elternwolke das innere Wechselspiel aus Kontraktion und Expansion bestimmt und damit auch die Entwicklung des aus ihr entstehenden Clusters. Noch weniger klar ist, ob sie dies entsprechend meiner Theorie tun. Ein solcher Vorgang würde sicherlich in den frühesten Anfängen der Clusterbildung erfolgen.

Ich müsste also sehr junge Sterngruppen wie etwa die eingebetteten Cluster untersuchen. Weil deren Inneres aber verborgen bleibt, bot sich ein anderer Weg an: Ich musste nachweisen, dass ältere Cluster schon vor langer Zeit durch eine Kontraktionsphase gegangen sind. Bald fand ich einen Hinweis darauf, wie mir das gelingen könnte.

Bereits in den späten er Jahren hatte der Astronom Maarten Schmidt vom California Institute of Technology herausgefunden, dass die Gasdichte in einer bestimmten Wolkenregion und die dortige Sternentstehungsrate miteinander in Beziehung stehen; dieser empirische Zusammenhang ist mittlerweile als Schmidt-Kennicutt-Gesetz bekannt. Wenn also die Dichte einer Elternwolke im Verlauf ihrer Kontraktion zunimmt, sollte, während der Cluster noch sehr jung war, auch die Rate der Sternbildung gewachsen sein.

Zum Glück liefert die Theorie der Sternentstehung das nötige Werkzeug frei Haus, um diese längst vergangenen Sternentstehungsraten zu messen. Sie beschreibt neben vielen anderen Dingen, wie sich junge Sterne, deren nuklearer Ofen noch nicht gezündet hat, mit der Zeit entwickeln. Zu diesen Himmelskörpern zählen auch die T-Tauri-Sterne. Sie besitzen ungefähr die Masse unserer Sonne und leuchten ähnlich hell.

Zumindest anfangs geht dieses Leuchten aber nicht auf Fusionsreaktionen in ihrem Inneren zurück, sondern darauf, dass sie sich unter ihrer eigenen Schwerkraft immer stärker zusammenziehen, wobei sie die frei werdende Energie in Form von Wärme abstrahlen. Kennt man Oberflächentemperatur und Leuchtstärke eines T-Tauri-Sterns und darüber hinaus dessen Abstand zur Erde, lässt sich daher berechnen, wie lange er bereits kontrahiert, und damit auch, wie alt er ist.

Könnte man sich also einen Überblick über die Altersverteilung in einem Cluster verschaffen, erhielte man Aufschluss darüber, wann und mit jeweils welcher Rate sich seine Mitgliedersterne gebildet haben. Unsere Methode auf nahe gelegene stellare Gruppen anzuwenden, war nicht schwierig — für sie existieren die meisten Daten. Palla und ich fanden heraus, dass in allen Gruppen, die heute noch reichlich Gaswolken besitzen, die Sternbildungsrate mit der Zeit angestiegen ist.

Beispielsweise wiesen wir im Jahr nach, dass sich die Sternbildungsrate im Orion-Trapezium-Haufen im Verlauf von Jahrmillionen immer weiter beschleunigt hat, bevor die Elternwolke verschwand. Damit sah ich meine Vermutung bestätigt, der zufolge Cluster bildende Wolken in der Frühphase ihrer Entwicklung tatsächlich kontrahieren. Dieser Befund erhärtet die Kontraktionshypothese also zusätzlich.

Unglücklicherweise lassen sich die Methoden zur Untersuchung von Sternentstehungsraten in der Vergangenheit nicht auf offene Cluster übertragen — die meisten davon sind einfach zu alt. Ihre durch Kontraktion und Sternbildung geprägte Jugendphase von einigen Millionen Jahren Dauer macht nur einen winzigen Bruchteil ihrer gesamten Lebensspanne aus, und die zu ihrer Untersuchung erforderliche Auflösung besitzen unsere Werkzeuge zur Bestimmung des Sternalters nicht einmal annähernd.

Auch der Gedanke, die Elternwolken offener Cluster einfach zu simulieren, führt nicht weiter: Diese Wolken verschwanden vor so langer Zeit, dass wir über ihre Massen und ihr Verhalten überhaupt nicht sinnvoll spekulieren können.