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Zur Entstehung von Sternen und protoplanetaren Scheiben

Schönke, Johannes

English Title: On the Formation of Stars and Protoplanetary Discs

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PDF, German (Dissertation, Johannes Schönke, 2010) Print-on-Demand-Kopie (epubli)
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Abstract

Wir entwickeln einen gitterbasierten strahlungshydrodynamischen Code in axialer Symmetrie und modellieren den Kollaps eines rotierenden Molekülwolkenkerns. Als Anfangsbedingung dient eine überkritische Bonnor-Ebert-Sphäre mit einer Sonnenmasse, die mit einem maximalen Zentrifugalradius von 100 AE starr rotiert. In einer Parameterstudie variieren wir die verwendete beta-Viskosität, um den Einfluß der turbulenten Viskosität und des entsprechenden viskosen Drehimpulstransportes zu untersuchen. Nach der anfänglichen Kontraktion der Molekülwolke und der anschließenden Bildung eines rotierenden, quasihydrostatischen ersten Kerns, hängt die weitere Entwicklung von der Größe der turbulenten Viskosität ab. Ohne Viskosität entwickelt sich eine zunehmend flachere Akkretionsscheibe, die in mehrere Ringe fragmentiert, von denen einer schließlich gravitativ kollabiert. Für log beta=-4 bildet sich ein einzelner Ring, der aufgrund der Wasserstoffdissoziation kollabiert. Bei log beta=-3 bildet sich ein zentraler Protostern nach der Wasserstoffdissoziation als Ergebnis einer säkularen Instabilität auf thermischer Zeitskala. Der erste Kern wird durch den Protostern langsam erwärmt, aber nicht zerstört. Für log beta=-2 entsteht der Protostern aus einer dynamischen Instabilität heraus und akkretiert kurzzeitig viel Material. Durch die entsprechende Wärmewirkung wird die Struktur des ersten Kerns vollständig zerstört und die Materie bis auf Radien von 500 AE ausgeworfen. Nach etwa 10 000 Jahren wird das Material reakkretiert und bildet dann eine massereiche protoplanetare Scheibe.

Translation of abstract (English)

We develop a grid-based radiation-hydrodynamics code with axial symmetry and model the collapse of a rotating molecular cloud core. As initial conditions we use a supercritical Bonnor-Ebert-Sphere of one solar mass, rotating uniformly with a maximum centrifugal radius of 100 AU. In a parameter study we vary the beta-viscosity to investigate the influence of the turbulent viscosity and the respective viscous angular momentum transport. After a primary contraction of the cloud and the subsequent formation of a rotating, quasi-hydrostatic first core, the further evolution depends on the magnitude of the turbulent viscosity. Without viscosity, a flattening accretion disc forms, fragmenting into several rings. For log beta=-4, a single ring forms and collapses due to hydrogen dissociation. For log beta=-3, a central protostar forms after the dissociation as a result of a secular instability on a thermal timescale. The first core is heated up slowly but not destroyed by the protostar. For log beta=-2 the protostar forms out of a dynamical instability and has a strong and short accretion phase. Due to the resulting heat effect the structure of the first core is completely destroyed and its material thrown out to radii of 500 AU. After 10 000 years the matter comes back to form a massive protoplanetary disc.

Item Type: Dissertation
Supervisor: Tscharnuter, Prof. Dr. Werner M.
Date of thesis defense: 9. June 2010
Date Deposited: 16. Jun 2010 14:10
Date: 2010
Faculties / Institutes: Service facilities > Zentrum für Astronomie der Universität Heidelberg (ZAH) > Institute of Theoretical Astrophysics
Subjects: 520 Astronomy and allied sciences
Controlled Keywords: Sternentstehung, Hydrodynamik, Kosmogonie, Astrophysik
Uncontrolled Keywords: Star Formation , Hydrodynamics
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