23.01.2009 · Eigentlich solle man annehmen, dass Sterne mit mehr als zwanzig Sonnenmassen sich nicht bilden können. Jetzt zeigt eine aufwendige Simulation, warum das doch möglich ist - und zuletzt zwei Sterne mit extremer Masse dabei herauskommen können.
Von Hermann Michael Hahn
© Ken Rice
Eine Akkretionsscheibe, wie sie in numerischen Simulationen zur Sternentstehung erzeugt wird.
Sterne entstehen aus der Verdichtung ausgedehnter Gas- und Staubwolken. Dabei bildet sich im Zentrum ein Sternenembryo, der durch nachstürzende Materie wächst. Da sich die zentrale Verdichtung dabei zunehmend aufheizt und immer energiereichere Strahlung freisetzt, sollte irgendwann der Strahlungsdruck so stark sein, dass kein Gas und Staub aus der umgebenden Wolke mehr hinzukommen können. Das ist Modellen zufolge jenseits von etwa zwanzig Sonnenmassen zu erwarten. In Wirklichkeit gibt es eine solche Grenze aber nicht. Zu diesem Ergebnis ist eine Forschergruppe der University of California in Berkeley gelangt, die ihre Rechenergebnisse in der aktuellen Ausgabe der Zeitschrift "Science" vorstellt.
Mit großem Modellierungsaufwand
Die Forscher um Mark Krumholz haben mit einer komplexeren Simulation, die die Entwicklung in allen drei Raumdimensionen einbezieht, erstmals auch massereichere Sterne im Computer heranwachsen sehen. Bei ihren monatelangen Berechnungen konnten sie verfolgen, dass sich im Grenzbereich zwischen Stern und Hülle Turbulenzen und Instabilitäten entwickeln, die zu kanalähnlichen Strukturen führen. Durch einen Teil dieser Kanäle dringt der Strahlungsdruck nach außen, durch andere fallen Gas und Staub weiter auf den Kernbereich der Wolke zu - auch über die bisher angenommene Massengrenze hinaus.
Durch eine weitere Verdichtung der Wolke nimmt deren Rotation, auch wenn sie anfangs nur gering ist, drastisch zu - die Wolke verformt sich allmählich zu einer sogenannten Akkretionsscheibe. Dadurch können die beschriebenen Turbulenzen und Instabilitäten zur Ausbildung kleinerer Subzentren führen.
Dramatisches Geschehen im Zeitraffer
Fast alle Subzentren verschmolzen bei den Modellrechnungen wieder mit dem zentralen Stern. Eines allerdings entwickelte sich zu einem massereicheren Objekt mit eigener Akkretionsscheibe, während ein anderes durch die Wechselwirkung mit den beiden übrigen zunächst auf eine stark elliptische Bahn geschleudert wurde. Bei seiner Rückkehr stieß es mit dem "Hauptstern" zusammen und wurde verschluckt. Am Ende der Simulation, die einen Zeitraum von 57000 Jahren überdeckte, bestand das System aus zwei Sternen mit 41,5 und 29,2 Sonnenmassen, die einander in vergleichsweise großer Entfernung umrunden. Dies, so die Autoren, entspricht einem häufig anzutreffenden Grundmuster bei massereichen Sternen.
