Himmelsaufnahme mit wenigen, sehr hellen Objekten vor diffusem Hintergrund.

Entstehung massereicher Sterne

Manche Sterne haben mehr als hundertmal so viel Masse wie die Sonne. Mit ihrem hellen blauen Licht dominieren diese massereichen Sterne ganze Galaxien und sind selbst über enorme Entfernungen noch gut zu sehen. Nur ist bisher völlig unklar, wie Sterne überhaupt so massereich werden können.

Zwei Bilder desselben Himmelsgebietes: Links wenige Sterne vor hellen, diffusen Gasmassen; rechts viele Sterne vor nur schwach leuchtenden Gasmassen.
Trapez-Haufen im Orion-Nebel

Wie Sterne entstehen, ist noch immer eines der größten Rätsel, mit dem sich Astronominnen und Astronomen beschäftigen. Erschwerend kommt hinzu, dass es Sterne im All in ganz unterschiedlichen Ausführungen gibt – klein, groß, alt, jung, strahlend hell, nur schwach leuchtend und so weiter. Was mit einem Stern passiert, hängt im Wesentlichen von seiner Masse ab. Unsere Sonne ist vergleichsweise massearm: Manche Sterne haben mehr als hundertmal so viel Masse wie sie.

Massereiche Sterne schleudern am Ende ihres kurzen Daseins jede Menge schwere Elemente ins All. Ob Sauerstoff oder Eisen im Blut, Calcium in den Knochen, Gold in den Zähnen oder Titan in der Hüfte – das alles entsteht in den schnell explodierenden massereichen Sternen. Kurz: Ohne die massereichen Sterne gäbe es heute keine Menschen – und damit auch keine Astronomen wie Hans Zinnecker vom Astrophysikalischen Institut in Potsdam, der sich über die Entstehung massereicher Sterne den Kopf zerbricht: „Das Rätsel besteht darin, dass sich Sterne ja irgendwie durch Anlagerung von dichtem Gas auf einen embryonalen Kern bilden. Die Frage ist, wie das überhaupt bei diesen massereichen Sternen gehen kann. Denn wenn der Stern sich aufbaut und immer mehr Masse gewinnt, dann sendet er Strahlung aus. Diese Strahlung führt eigentlich dazu, dass die weitere Anlagerung behindert wird. Wie der Stern diese Behinderung umgeht, das ist das Problem der Bildung massereicher Sterne.“

Himmelsfeld voller Sterne; von links unten nach rechts oben zeichnen sich parallel drei dunkle Gassäulen wie Finger ab.
Der Adlernebel im Infraroten

Sterne von der Art der Sonne sammeln immer mehr Gas und Staub auf, bis im Zentrum der heißen Kugel das Sonnenfeuer zündet. Nach heutiger Theorie geht das aber nur bis etwa zehn Sonnenmassen. Bei noch schwereren Sternen vermuten Hans Zinnecker und seine Kollegen eine andere Vergangenheit: „Unsere Theorie besagt, dass sich massereiche Sterne im Zentrum von ganz dichten Sternhaufen bilden – durch Zusammenstoß kleinerer Sterne, die man noch normal bilden kann. Wäre der Sternhaufen im Orionnebel noch einmal tausendmal dichter, so würden dort recht häufig Zusammenstöße von Sternen stattfinden. Dann könnten sich innerhalb von einer Million Jahren die massereichen Sterne im Zentrum des Haufens bilden, also dort, wo die Sterne am dichtesten stehen.“

Wo viele Sterne durcheinander fliegen, könnten auch welche kollidieren. Neue Beobachtungen von massereichen Sterne stützen diese Theorie: „Das Hauptbeobachtungsindiz, das für unsere Theorie spricht, ist die Statistik von Doppel- oder Mehrfachsystemen von massereichen Sternen. Massereiche Sterne sind fast nie allein. Die kommen immer als Paare oder manchmal sogar als Dreifach- oder Vierfachsysteme. Zudem bilden diese massereichen Sterne sogar besonders dichte Paare. Also Paare, bei denen der Abstand der beiden Sterne nur ein paar Sternradien beträgt – dann beträgt die Umlaufzeit nur rund drei bis acht Tage. Zwei Objekte, die jeweils fünfzigmal so massereich sind wie die Sonne, umkreisen sich in einer Woche! Das ist eigentlich unfassbar, dass es so etwas gibt – aber das gibt es, das ist alles gemessen und sorgfältig beobachtet.“

Mehr als 80 Prozent der massereichen Sterne in dichten Sternhaufen sind sehr enge Doppelsterne. Das sind schlicht verpasste Kollisionen. Diese Sterne sind sich zwar sehr eng begegnet, aber nicht eng genug, um völlig zu verschmelzen. Stattdessen haben sie sich eingefangen und umkreisen sich nun gegenseitig. Sehr massereiche Sterne treten viel häufiger paarweise auf als leichte Sterne wie die Sonne – selbst wenn die Kollisionstheorie nicht stimmen sollte, so muss doch jede Alternativtheorie auch diesen bemerkenswerten Befund erst einmal erklären. Nach den Modellrechnungen begegnen sich Sterne in dichten Sternhaufen mindestens alle 500.000 Jahre – das würde ausreichen.

Himmelsfeld angefüllt von diffusem Blau und einigen Sternen; klar strukturierte rote Filamente durchziehen das Bild.
Das Zentrum des Krebsnebels

„In einer Million Jahren könnten also durchaus zwei Stöße untereinander stattfinden. Je massereicher diese Sterne durch die Zusammenstöße werden, um so kürzer werden die Stoßzeiten. Das ist ein Lawineneffekt: Wenn ich erst einmal einen Stoß geschafft habe, dann geht das zum Schluss nach astronomischen Skalen sehr schnell“, erklärt Zinnecker. Denn je massereicher ein Stern ist, desto stärker ist seine Anziehungskraft und desto größer ist die Chance, sich bei einer engen Begegnung einen weiteren Stern einzuverleiben. Kommt es tatsächlich zur Kollision, dann geht alles ganz schnell: Binnen weniger hundert Jahre sieht man dem Stern nicht mehr an, dass er einst zwei oder mehr Vorgänger hatte. Der nun viel schwerere Stern erstrahlt viel heller und nach etwa fünf Millionen Jahren hat er seinen Brennstoff verbrannt, explodiert und schleudert dabei Stoffe für neue Stern- und Planetengenerationen ins All.