Sternentstehung durch Kollaps in turbulenten Molekülwolken

• Antragsteller: Professor Dr. Ralf Klessen, Ph.D.
• Fachliche Zuordnung: Astrophysik und Astronomie
• Förderung: Förderung von 2002 bis 2011
• Projektkennung: Deutsche Forschungsgemeinschaft (DFG) - Projektnummer 5338612

Eine der zentralen Fragestellungen der Astronomie ist es, zu verstehen, wo, wann und aufgrund welcher physikalischer Prozesse sich Sterne in galaktischen Molekülwolken bilden. Die gegenwärtige Theorie des Sternentstehungsprozesses gibt hierauf nur sehr unzulänglich Antwort, denn alle analytischen oder numerischen Modelle beschränken sich bislang auf jeweils eng umgrenzte Teilaspekte des Gesamtproblems. Es ist daher das Ziel des vorliegenden Antrages, ein numerisches Modell der Sternentstehung zu entwickeln, das unter Berücksichtigung der wichtigsten physikalischen Prozesse erstmals alle Phasen der Sternentstehung umfasst. Mit dem gegenwärtigen Modell der Fragmentation und Sternentstehung in turbulenten Molekülwolken, lässt sich die isotherme Entwicklung von Molekülwolken, die Entstehung von protostellaren Kernen durch lokalen Kollaps, die dynamische Wechselwirkung der Kerne untereinander und ihr Massenanwachs durch Akkretion aus dem gemeinsamen Gasreservoir des Sternentstehungsgebietes beschreiben. Im Rahmen dieses Projektes soll eine realistische Darstellung der Heiz- und Kühlprozesse im Molekülwolkengas hinzukommen. Außerdem soll erstmals die Rolle von Rückkopplungseffekten bei der Selbstregulierung des Sternentstehungsprozesses, durch dipolare Ausflüsse und Winde, untersucht werden. Dies ist erforderlich, um die Endphase der Entstehung von Sternhaufen, den Verlust des Haufengases und den Übergang zur rein stellardynamischen Entwicklung korrekt beschreiben zu können. Durch Kopplung des Modells an Vorhauptreihenentwicklungsrechnungen, die Aufbau und Entwicklung von Protosternen bis hin zum Erreichen der Wasserstoffbrennphase detailliert verfolgen, ist erstmals die selbstkonsistente Beschreibung aller Phasen des Sternentstehungsprozesses in einem Modell möglich. Damit lässt sich der Ursprung der stellaren Massenverteilung systematisch untersuchen und durch Berechnung statistischer Vorhauptreihentracks eine nachhaltige Verbesserung der Beobachtungsmethode zur Alters- und Massenbestimmung von Vorhauptreihensternen erreichen.

• DFG-Verfahren: Emmy Noether-Nachwuchsgruppen