Ein Stern ohne Geschwister?#
Obwohl Sterne in große Familien hinein geboren werden, scheint unsere Sonne heute ein Waisenkind zu sein. Die Europäische Weltraumorganisation ESA erforscht den Verbleib allfälliger sonniger Verwandter.#
Von der Wiener Zeitung (Fr./Sa./So., 25./26./27. Oktober 2013) freundlicherweise zur Verfügung gestellt.
Von
Christian Pinter
© Foto: ESO
Bei niedrigen Temperaturen schließen sich Atome zu Molekülen zusammen. Daher treiben in den Spiralarmen unserer Milchstraße tausende Molekülwolken. Sie erstrecken sich hunderte Lichtjahre weit. Wasserstoff dominiert darin. Aber auch Staub, der aus Roten Riesensternen und Supernovae stammt, ist eingebettet. Die Materiekörner ähneln in ihrer Dimension Rauchteilchen oder Ruß. Auf ihren kalten Oberflächen kondensieren einfache Gase wie Kohlenmonoxid oder Methan, verbinden sich zu komplexeren Molekülen. Solche Wolken leuchten zunächst nicht. Ihr feiner Staub blockiert vielmehr den Schein dahinterliegender Objekte und täuscht dem Betrachter sternarme Stellen am Firmament vor.
Die Temperatur in den Wolken liegt 10 bis 50 Grad C über dem absoluten Nullpunkt. Da sie langsam um das Zentrum der Milchstraße kreisen, drehen sich die Gebilde auch um sich selbst. Die eigene Masse müsste sie zum Kollabieren bringen, doch stemmt sich einiges dagegen: die Fliehkraft, Turbulenzen und magnetische Felder vereiteln den Zusammensturz. Bei der Verdichtung heizt sich das Gas zudem auf und drängt somit wieder nach außen.
Die Entstehung eines Protosterns#
Daher bedarf es eines äußeren Anstoßes, um den Kollaps auszulösen - etwa den Zusammenstoß mit einer anderen Molekülwolke oder die Strahlung eines besonders leuchtkräftigen Nachbarsterns. Dann teilt sich die Wolke zunächst in Filamente, Fragmente und schließlich in Klumpen: In diesen kleinen Kernen sind die störenden Turbulenzen und Magnetfelder geringer. Erst sie können tatsächlich in sich zusammenbrechen. Für normales Licht undurchdringlich, muten sie vor hellem Hintergrund an wie Tintentropfen.
Solche Globulen sind etwa ein Lichtjahr weit und umfassen jeweils einige bis einige Dutzend Sonnenmassen. Beim Zusammenstürzen kollidieren Gas- und Staubteilchen miteinander und erwärmen sich. Dabei senden sie Strahlung im Millimeterbereich aus: Einschlägige Radioteleskope wie das neue ALMA in Chile erfassen ihre Bewegung.
Im Zentrum der Globule entsteht eine immer dichter werdende, schrumpfende und somit zunehmend rascher rotierende Gaskugel. Dieser sogenannte "Protostern" wächst wie ein Embryo in der Gebärmutter heran: je höher die Masse, desto kürzer die Wehen. Schlussendlich ist die Dichte im Zentrum des Protosterns hoch genug, um die Kernfusion zu starten. Wasserstoff wird nun in Helium verwandelt, was Energie en gros freisetzt. Jetzt ist ein neuer, richtiger Stern geboren.
Besonders dichte Wolkenkerne gebären auch außergewöhnlich massereiche Sterne: Diese Riesenbabys "wiegen" Dutzende Mal mehr als unsere Sonne. Sie entscheiden über die Struktur und das weitere Schicksal der Molekülwolke. Denn mit ihrer energiereichen UV-Strahlung erhitzen sie das ursprünglich eiskalte Gas auf 10.000 Grad. Wasserstoff wird ionisiert und sendet nun sowohl blaugrünes wie tiefrotes Licht aus. Zweifach ionisierter Sauerstoff fügt Grün hinzu. Die betroffenen Regionen werden als Emissionsnebel sichtbar.
Ein einziger Riesenstern mag ein Raumgebiet von bis zu 300 Lichtjahren Durchmesser ionisieren. Der Heißsporn schafft so eine an Materie arme, gigantische Blase um sich herum, in der Sterngeburten unmöglich sind. Eine kleine Molekülwolke ist dann völlig sterilisiert. Bei einer größeren wird das Gas hingegen am Rand der Blase zusammengeschoben, was die Sternbildung dort anregt: Ein Babyboom ist die Folge, mit etlichen neuen Kindern im bescheidenen Format unserer Sonne.
Vor dem Blasenrand weisen oft fingerartige Strukturen vom Riesenstern weg. Diese dunklen "Elefantenrüssel" aus Staub und Gas sind mehrere Lichtjahre lang. Sie bilden sich im Windschatten dichter Wolkenregionen oder Globulen, die sich der brutalen Strahlung widersetzen konnten. Man hat sie schon lyrisch als "Säulen der Schöpfung" bezeichnet.
Nicht einmal jeder hundertste Stern rafft bei seiner Geburt mehr als acht Sonnenmassen an sich. Solche Giganten strahlen extrem kräftig und brauchen ihren Wasserstoffvorrat nicht in Milliarden, sondern schon in Millionen Jahren auf. Dann enden sie in einer Supernova-Explosion. Diese schafft ein noch viel größeres Chaos als die UV-Strahlung zuvor, heizt das umgebende Gas sogar auf hundert Mio. Grad auf. Leichte Wolken werden völlig verblasen. Bei den massereicheren verdichtet sich die Materie aber wieder an der Peripherie des devastierten Gebiets. Dort kommt es abermals zu Geburtswellen.
Ein Menschenleben reicht nicht, um die Entstehung eines Sterns mitzuverfolgen. Stattdessen fotografieren Astronomen möglichst viele Objekte in unterschiedlichen Phasen dieses Prozesses und fügen die Momentaufnahmen im Geist zu einer Art "Film" zusammen. Mit freiem Auge, Fernglas oder kleinem Teleskop können Naturliebhaber zumindest die späteren Szenen selbst beobachten. Besonders gut geht das im Herbst in der zweiten und im Winter in der ersten Nachthälfte.
Sternenkinder-Scharen in Molekülwolken#
So sind etwa weite Teile des auffälligen Sternbilds Orion von einer Molekülwolke durchzogen: Dieser Komplex ist 1450 Lichtjahre entfernt und 240 Lichtjahre weit. Den hellsten Abschnitt bildet der berühmte Orionnebel M 42, in dem bereits einige tausend Sternenkinder hausen. Das Fernrohr zeigt dort bläuliche, sehr heiße Sonnen. Deren ionisierende Strahlung macht den M 42 zum Emissionsnebel.
Hat die jugendliche Sternenbande alles Gas weggeblasen, bleiben nur noch mikroskopisch kleine Staubpartikel z.B. aus Kohlenstoff oder Silizium zurück. Sie streuen und reflektieren das Sternenlicht. Weil dabei kurzwellige Strahlung bevorzugt wird, muten diese Reflexionsnebel auf Fotos bläulich an. Der unter Astro-Amateuren wohlbekannte M 78 im Orion gehört dazu.
Anders als die Plejaden, die wenigstens fern der Stadt im Teleskop noch Spuren solcher Reflexionsnebel zeigen, haben sich die Hyaden schon gänzlich vom Staub befreit. Beide Gruppen liegen im Sternbild Stier und sind seit dem Altertum bekannt. Sie stellen zwei der zehntausenden Offenen Sternhaufen in unserer Milchstraße. Deren Mitglieder wurden jeweils in derselben Molekülwolke geboren. Im Nachbarsternbild Krebs stößt man auf zwei weitere Beispiele, M 44 und M 67: Bei schwacher Vergrößerung ist das Fernrohrbildfeld hier mit einer Vielzahl von zarten Lichtpunkten erfüllt.
Anfangs teilen sich die jungen Sterne ein Raumgebiet von einem bis einigen Dutzend Lichtjahren. Sind Gas und Staub jedoch verblasen, verliert der Haufen an Masse und damit an Anziehungskraft. Seine Mitglieder driften weg, gehen eigene Wege. Schließlich sind sie aus unserer Perspektive auf viele Sternbilder verteilt. Dann verrät nur noch die sehr ähnliche Bewegungsrichtung und -geschwindigkeit im Raum deren Verwandtschaft. Ein solcher Bewegungshaufen zieht gerade mit 100.000 km/h an uns vorbei. Zu seinen weit über hundert Sternen gehören auch fünf des Großen Wagens.
Aus dem Studium von Meteoriten weiß man: Unsere Sonne existiert seit 4,567 Milliarden Jahren. Sterne ihres Typs entstehen in ausladenden Molekülwolken, ähnlich dem Orionnebel - und damit gemeinsam mit einer ganzen Schar von Geschwistern. Wie manche Forscher aus dem Aufbau des Planetensystems schließen, kam die Sonne einst in einem Haufen mit 1000 bis 10.000 anderen Sternen zur Welt. Kein Nachbar kam ihr allzu nahe, doch zumindest einer explodierte knapp vor ihrer Geburt als Supernova: Das deuten Isotope wie Aluminum-26 und Eisen-60 an, die man ebenfalls in Meteoriten fand.
Seither hat die Sonne das Zentrum der Milchstraße gut zwei Dutzend Mal umrundet: Jeder Umlauf dauert grob 240 Millionen Jahre. Die exakte Umlaufszeit hängt vom Abstand eines Sterns zum galaktischen Zentrum ab. Auch deshalb werden ausgedehnte Sternhaufen mit der Zeit zerrieben. Die jetzt existierenden sind bloß einige Dutzend Millionen Jahre jung. Allerdings gibt es seltene Ausnahmen, die bereits Jahrmilliarden überdauert haben.
Heute scheint unsere Sonne ein Einzelkind zu sein. Womöglich halten sich in einem Umkreis von nur 300 Lichtjahren noch Dutzende ihrer Verwandten auf - doch welche Sterne sind dies? Das demnächst startende ESA-Observatorium Gaia will die Bewegung von 150 Millionen Sternen in der Milchstraße ausloten. Es könnte auch die Geschwister unserer Sonne entlarven, zumal diese auf sehr ähnlichen Raumbahnen unterwegs sein müssten.
Kosmischer "Gentest" im Sternbild Krebs#
Außerdem sucht man mittels Spektralanalyse nach sonnenähnlichen Sternen, die über die gleiche Häufigkeit an schweren chemischen Elementen verfügen. Der kosmische "Gentest" fällt ausgerechnet bei den Mitgliedern des schon erwähnten Sternhaufens M 67 im Krebs positiv aus. Er ist untypisch alt: Schätzungen reichen von 3,2 bis 4,8 Milliarden Jahren.
Entdeckt wurde dieser Offene Haufen 1779 in Dresden, von Johann Gottfried Köhler. Das Fernglas zeigt ein milchiges Wölkchen, das vom Amateurteleskop in 30 bis 100 Sterne aufgelöst wird. Tatsächlich scharen sich dort aber 1400 Sonnen zusammen. Wahrscheinlich waren es früher sogar fünfmal so viele. Während unsere Sonne in der galaktischen Hauptebene ums Milchstraßenzentrum kreist, ist die Bahn des M 67 dazu stark geneigt. So hält sich der Haufen zumeist in peripheren, materiearmen Regionen der Galaxis auf. Das mag ihn vor der völligen Auflösung bewahrt haben. Bei einer seiner Passagen durch die galaktische Hauptebene könnte ihm unsere Sonne von einem nahen Stern entrissen worden sein. Sieht man sich die Raumbahn der Sonne an, ist das möglich, aber nicht sehr wahrscheinlich. Außerdem trennen uns heute satte 2700 Lichtjahre von der Sternenkrippe M67. Die Suche nach den Schwestern der Sonne bleibt also spannend.
Christian Pinter, geboren 1959, lebt als Fachjournalist in Wien und schreibt seit 1991 über astronomische Themen im "extra".
