Sternbildung

Sternbildung bezeichnet den Prozess, bei dem kaltes, dichtes interstellares Gas unter Gravitation zu Sternen kondensiert. Sie findet vorwiegend in Molekülwolken statt, deren Material meist aus molekularem Wasserstoff besteht. Turbulente Bewegungen, magnetische Felder, Abkühlung und äußere Druckimpulse können Wolken fragmentieren und dichte Kerne bilden. Ist die Jeans-Kriterium erfüllt, beginnt der kollabierende Kern zu wachsen und ein Protostern entsteht.

In dem Protostern sammelt sich Material über eine Akkretionsscheibe an; Drehimpuls führt zur Bildung einer Scheibe, und es entstehen Bipolar-Jets, die die Umgebung von der restlichen Hülle räumen. Aus dem Protostern wird schließlich ein junger Stern der Prä-Main-Sequence, oft mit einer protoplanetaren Scheibe.

Phasen der Sternbildung: Vorstufe (Kern ohne Protostern) → Klasse-0-Objekte (starke Hülle) → Klasse-I-Objekte (Hülle noch vorhanden) → Klasse-II (T Tauri-Stern mit Disk) → Klasse-III (wenig oder kein Scheibenanteil). Die Dauer beträgt typischerweise 10^5 bis wenige 10^6 Jahre.

Beobachtungen und Belege: Infrarot- und Submillimeter-Beobachtungen erkennen eingebettete Objekte; Moleküllinien wie CO liefern Gasbewegungen; Maserungen und Herbig-Haro-Objekte zeigen Ausflüsse. Wichtige Instrumente sind ALMA, Spitzer und Herschel.

Bedeutung: Sternbildung bestimmt die Sternentstehungsrate in Galaxien, beeinflusst durch Feedback von Strahlung, Winden und Supernovaen, und führt zur Entstehung der Initialmassenfunktion sowie zu Planetensystemen in protoplanetaren Scheiben.