Numerical Simulations on the Formation of Massive Star Clusters

Die Entstehung von massereichen gebundenen Sternhaufen in Molekülwolken ist ein Wettrennen zwischen effizienter Sternentstehung und energetischen Rückkopplungsprozessen massereicher Sterne. Diese unterbinden den Sternentstehungsprozeß und treiben das Restgas aus dem System. Der Einfluß des Gasausstoßes auf die dynamische Entwicklung von Sternentstehungsregionen wurde untersucht. Bei kollisionsfreien numerischen N-Körperrechnungen wurde der Gasausstoß aus einem gebundenen System aus Sternen und umgebenden Gas durch ein externes Potential beschrieben. Die Sternhaufen bleiben nur dann gebunden, wenn entweder die Sternentstehungseffizienz wesentlich höher ist als die in der Galaxis typische, wenn die Zeitskala des Gaausstoßes ein mehrfaches der dynamischen Zeitskala beträgt oder wenn sich das System anfangs nicht im virialen Gleichgewicht befand. Deswegen wurde außerdem die Entstehung von Sternhaufen aus anfänglich kalten, turbulenten Molekülwolken untersucht. Zur numerischen Simulation des Gases wurde 'Smoothed Particle Hydrodynamics' mit einer idealisierenden Beschreibung der Sternentstehung verwendet. Die Sterne selbst werden wieder mittels kollisionsfreier N-Körperrechnung beschrieben, die Rückkopplung wird durch thermisches Heizen des umgebenden Gases simuliert. Die Sternentstehungseffizienz der kollabierenden und fragmentierenden Molekülwolke und damit die Gebundenheit des resultierenden Systems wird wesentlich beeinflußt von der Zeitverzögerung zwischen der Bildung der Sterne und dem Einsetzen der Rückkopplung, sowie von dem gewählten globalen Dichtekriterium, das bestimmt zu welchem Zeitpunkt sich die Sterne während des Kollapses der Wolke bilden