'Astronomen klären, wie im Wechselspiel von Magnetfeldern und Gravitation in einer Gaswolke neue Sterne und ganze Sternhaufen entstehen. Heidelberg – Das Rezept für einen durchschnittlichen Stern ist im Grunde nicht allzu kompliziert: Man nehme eine sehr kalte Wolke, bestehend aus Wasserstoffgas und etwas Staub und überlasse sie lange genug sich selbst. Im Lauf von einiger Millionen Jahre kollabiert die Regionen unter dem Einfluss ihrer eigenen Schwerkraft. Am Ende erstrahlt ein neuer Stern – soweit die Theorie. Die Praxis ist dagegen freilich weitaus komplizierter. Insbesondere scheint es zwei Arten der Sternentstehung zu geben: In gewöhnlichen, kleineren Molekülwolken bildet sich nur einer oder ein paar Sterne – solange, bis sich das Gas über einen Zeitraum von rund drei Millionen Jahren zerstreut hat. Größere Wolken leben rund zehnmal länger. In ihnen kommen ganze Sternhaufen auf einmal zur Welt. Und es werden dort sehr massereiche Sonnen geboren. Woran liegt es, dass während dieses vergleichsweise kurzen Zeitraums von 30 Millionen Jahren so viele Sterne entstehen, ist nicht ganz geklärt. Die meisten Theorien gehen von einer Art Kettenreaktion aus, in der die Entstehung der ersten Sterne in der Wolke die Bildung weiterer Sterne auslöst. Dafür kommen etwa die Supernovaexplosionen der massereichsten (und daher kurzlebigsten) gerade entstandenen Sonnen infrage, denn deren Druckwellen komprimieren das Wolkenmaterial und schaffen dadurch die Keime für neue Sterne.  Amelia Stutz und Andrew Gould vom Max-Planck-Institut für Astronomie in Heidelberg verfolgen dagegen einen anderen Ansatz und bringen Schwerkraft und Magnetfelder ins Spiel. Dazu haben sie die Region um den 1300 Lichtjahre entfernten Orionnebel unter die Lupe genommen. Die hellrote, komplex gemusterte Gaswolke zählt zu den bekanntesten Objekten am Himmel. Ausgangspunkt für die Überlegungen von Stutz und Gould sind Karten der Massenverteilung in einer Struktur, die wegen ihrer Gestalt den Namen integralförmiges Filament trägt und zu der auch der Orionnebel im mittleren Abschnitt des Filaments gehört. Die Heidelberger Forscher zogen außerdem Studien zu den Magnetfeldern in und um dieses Objekt heran. Die Daten zeigen, dass der Einfluss von Magnetfeldern und Gravitation auf das Filament ungefähr gleich groß ist. Darauf aufbauend entwickelten die beiden Astronomen ein Szenario, in dem das Filament ein flexibles, hin und her schwingendes Gebilde ist. Die üblichen Modelle der Sternentstehung hingegen legen Gaswolken zugrunde, die unter ihrer eigenen Schwerkraft kollabieren. Wichtiger Beleg für das neue Bild ist die Verteilung von Protosternen und von jungen Sonnen in und um das Filament. Protosterne sind die Vorstufen von Sonnen: Sie ziehen sich noch weiter zusammen, bis ihre Kernregionen genügend hohe Dichten und Temperaturen erreicht haben, so dass dort im großen Stil Kernfusionsreaktionen einsetzen können. Dann erst ist der Stern geboren. Protosterne sind leicht genug, um mitgenommen zu werden, wenn das Filament hin und her schwingt. Junge Sterne sind dagegen deutlich kompakter und werden vom Filament schlicht zurückgelassen oder wie aus einer Steinschleuder in den umgebenden Raum katapultiert. So kann das Modell erklären, was die Beobachtungsdaten in der Tat zeigen: Dass sich die Protosterne nur entlang des dichten Rückgrats des Filaments finden, junge Sterne dagegen vor allem außerhalb des Filaments. Dieses Szenario birgt das Potenzial für einen neuen Mechanismus, der die Entstehung ganzer Sternhaufen auf astronomisch gesehen kurzen Zeitskalen erklären könnte. Die beobachteten Positionen der Sternhaufen legen nahe, dass das integralförmige Filament ursprünglich in nördliche Richtung deutlich weiter ausgedehnt war als heute. Über Millionen von Jahren scheint sich dann von Norden aus ein Sternhaufen nach dem anderen gebildet zu haben. Und jeder fertige Sternhaufen hat das ihn umgebende Gas-Staub-Gemisch mit der Zeit zerstreut. Daher sehen wir heute drei Sternhaufen in und um das Filament: Der älteste Haufen ist am weitesten von der Nordspitze des Filaments entfernt