Bevor ein neuer Stern unseren Himmel mit seinem Licht erhellt, bedarf einer enorm langen Zeit von mehreren Millionen Jahren. In unserem Kosmos befindet sich eine Vielzahl von ausgedehnten Gas- und Staubwolken. Diese Wolken bestehen vornehmlich aus Wasserstoff, dem einfachsten und zugleich häufigsten Element im Weltall. Doch sind solche Gaswolken in der Regel relativ stabil, so dass sich meistens nicht ohne eine äußere Einwirkung Sterne bilden können.

Denkbar wäre zum Beispiel der nahe Vorbeizug eines Stern oder Galaxie, welche durch ihre Schockwellen oder Gezeitenkräften die Gaswolken erschüttern. Wenn sich aber erst einmal dichtere Partien gebildet haben, werden sie unter ihrer eigenen Anziehungskraft weiter schrumpfen. Durch die entstehende Gravitation und Dichte wird Energie freigesetzt, welche das Gas allmählich aufheizt.

Diese Protosterne senden demnach schon Infrarot-Strahlung aus, welche sich Gasnebeln, wie zum Beispiel der Orion-Nebel, nachweisen lassen. Dichte und Druck im Inneren der weiter schrumpfenden Gaswolke steigen mit der Zeit immer weiter an. Doch lässt sich diese Kontraktion erst stoppen, wenn die Kerntemperatur mehr als 10 Millionen Grad erreicht hat.

Dann werden die Kernfusionsprozesse gezündet, die Wasserstoff in Helium umwandeln und den Gegendruck von innen langsam ansteigen lassen. Bei einem "fertigen" Stern ist dieses Gleichgewicht aus nach innen gerichteter Anziehungskraft und nach außen wirkenden thermischen Druck und Strahlungsdruck aufs Feinste abgestimmt.

 Beobachtbare Sternengeburtsstätten sind wie schon erwähnt der Orion-Nebel im gleichnamigen Sternbild. Auch gut zu beobachten sind die Plejaden, ein Sternhaufen im Sternbild Stier, dessen Sterne rund 60 Millionen Jahre alt sind. Er ist ein Beispiel für einen Sternkinderkarten. Reste der Gas- und Staubwolken lassen sich in einem Amateurteleskop erkennen.

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