German Title: Numerische Simulationen der Entstehung massereicher Sterne

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Abstract

I investigate the radiation pressure problem in the formation of massive stars using a newly developed frequency dependent radiation transport module for three-dimensional hydrodynamics simulations. The nature of the radiative impact depending on the morphology of the stellar environment is examined in one-, two-, and three- dimensional monolithic collapse calculations of massive pre-stellar cores. Contrary to previous research, a highly superior frequency dependent stellar feedback is considered, the vicinity of the forming star is resolved down to 1.27 AU, and the evolution is computed for a factor of ten longer. For the first time a broad survey of the parameter space is possible. The simulations demonstrate the need of including the dust condensation front to compute the radiative feedback correctly. Earlier calculations, which ignore these physics, lead to an artificial truncation of the accretion phase. The most fundamental result is that the formation of a massive accretion disk in slowly rotating cores bypasses the radiative flux through the optically thin atmosphere, enabling steady accretion. A revealed close-by gravitational instability in the disk drives a sufficiently high accretion rate to overcome the residual stellar radiation feedback. This mechanisms allow the star to grow far beyond any limit found in earlier calculations.

Translation of abstract (German)

Ich untersuche das sogenannte Strahlungsdruckproblem in der Entstehung massereicher Sterne mittels eines neu entwickelten, frequenzabhängigen Strahlungstransportverfahrens für hydrodynamische Simulationen. Die Auswirkungen des Strahlungsdrucks in Abhängigkeit der Beschaffenheit der stellaren Umgebung werden in ein-, zwei- sowie drei-dimensionalen Simulationen des Kollapses massereicher Molekülwolkenkerne ergründet. Im Gegensatz zu früheren Studien wird dabei eine weit überlegene Technik frequenzabhängiger Einstrahlung berücksichtigt. Dies ermöglicht eine räumliche Auflösung der näheren Umgebung des entstehenden Sterns von (1.27 AU)^3 und die Berechnung der Entwicklung des Systems über mehrere hunderttausend Jahre. Die Effizienz des Strahlungstransportverfahrens erlaubt darüberhinaus erstmalig eine breit angelegte Studie numerischer Parameter sowie unterschiedlicher Anfangsbedingungen. Die Simulationen zeigen, dass es für eine korrekte Berechnung der stellaren Strahlungsrückwirkung unerlässlich ist, die sogenannte Staubkondensationsfront in das Rechengebiet miteinzubeziehen. In früheren Rechnungen, die dies nicht berücksichtigt haben, führt der dadurch künstlich erhöhte Strahlungsdruck zu einem unphysikalischen, abrupten Ende der Akkretionsphase. Meine Ergebnisse weisen dagegen den grundlegenden Unterschied auf, dass die um den Proto-Stern entstehende, massereiche Akkretionsscheibe den Strahlungsfluss in Richtung der optisch dünnen Atmosphäre umlenkt. Der Drehmomenttransport einer weit innen liegenden Gravitationsinstabilität ermöglicht die Aufrechterhaltung des Akkretionsstromes. Die Masse des so entstehenden Sterns wächst deutlich über die Grenzen hinaus, die in bisherigen wissenschaftlichen Untersuchungen gefunden wurden.