We investigate the rotational and thermal properties of star-forming molecular
clouds using hydrodynamic simulations. Stars form from molecular cloud cores by gravoturbulent fragmentation. Understanding the angular momentum and the thermal evolution of cloud cores thus plays a fundamental role in
completing the theoretical picture of star formation. This is true not only for
current star formation as observed in regions like the Orion nebula or the
ρ-Ophiuchi molecular cloud but also for the formation of stars of the
first or second generation in the universe.
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In this thesis we show how the angular momentum of prestellar and protostellar
cores evolves and compare our results with observed quantities. The specific
angular momentum of prestellar cores in our models agree remarkably well with
observations of cloud cores. Some prestellar cores go into collapse to build
up stars and stellar systems. The resulting protostellar objects have specific
angular momenta that fall into the range of observed binaries.
We find that
collapse induced by gravoturbulent fragmentation is accompanied by a
substantial loss of specific angular momentum. This eases the "angular
momentum problem" in star formation even in the absence of magnetic fields.
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The distribution of stellar masses at birth (the initial mass function, IMF) is another aspect that any theory of star
formation must explain. We focus on the influence of the
thermodynamic properties of star-forming gas and address this issue by
studying the effects of a piecewise polytropic equation of state on the
formation of stellar clusters. We increase the polytropic exponent γ
from a value below unity to a value above unity at a certain critical
density. The change of the thermodynamic state at the critical density selects
a characteristic mass scale for fragmentation, which we relate to the peak of
the IMF observed in the solar neighborhood. Our investigation generally
supports the idea that the distribution of stellar masses depends mainly on
the thermodynamic state of the gas.
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A common assumption is that
the chemical evolution of the star-forming gas can be decoupled from its dynamical evolution, with the former never affecting the latter. Although justified in some circumstances, this assumption is not true in every case. In
particular, in low-metallicity gas the timescales for reaching the chemical
equilibrium are comparable or larger than the dynamical timescales.
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In this thesis we take a first approach to combine a chemical
network with a hydrodynamical code in order to study the influence of low
levels of metal enrichment on the cooling and collapse of ionized gas in small protogalactic halos.
Our initial conditions represent protogalaxies forming within a fossil HII
region -- a previously ionized HII region which has not yet had time to
cool and recombine.
We show that in these regions, H<sub>2</sub> is the dominant and most effective
coolant, and that it is the amount of H<sub>2</sub> formed that controls whether or not the gas can collapse and form stars. For metallicities Z <= 10<sup>-3</sup> Z<sub>sun</sub>, metal line cooling alters the
density and temperature evolution of the gas by less than 1% compared to the
metal-free case at densities below 1 cm<sup>-3</sup> and temperatures above 2000 K.
We also find that an external ultraviolet background delays or suppresses
the cooling and collapse of the gas regardless of whether it is metal-enriched
or not. Finally, we study the dependence of this process on redshift
and mass of the dark matter halo. / Sterne sind fundamentale Bestandteile des Kosmos. Sie entstehen im Inneren von turbulenten
Molekülwolken, die aus molekularem Wasserstoffgas und Staub bestehen. Durch konvergente
Strömungen in der turbulenten Wolke bilden sich lokale Dichtemaxima, die kollabieren, falls
die zum Zentrum der Wolke gerichtete Schwerkraft über die nach außen gerichteten
Druckkräfte dominiert. Dies ist der Fall, wenn die Masse des Gases einen kritischen Wert
überschreitet, der Jeansmasse genannt wird. Die Jeansmasse hängt von der Dichte und der
Temperatur des Gases ab und fällt im isothermen Fall mit steigender Dichte stetig ab, so dass
während des Kontraktionsprozesses immer kleinere Teilmassen instabil werden. Es kommt
zur Fragmentierung der Molekülwolke zu protostellaren Kernen, den direkten Vorläufern der
Sterne.
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In der vorliegenden Arbeit werden die zeitliche Entwicklung des Drehimpulses der
protostellaren Kerne und der Einfluss der thermischen Eigenschaften des Gases mit Hilfe von
dreidimensionalen hydrodynamischen Simulationen untersucht. Hierbei konzentrieren wir uns
auf zwei fundamentale Probleme, die jede Theorie der Sternentstehung lösen muss: das
"Drehimpulsproblem" und die Massenverteilung der Sterne (IMF). Die thermischen
Eigenschaften des Gases sind nicht nur von Bedeutung für die derzeitige Sternentstehung in
beobachtbaren Regionen wie z.B. der Orionnebel oder die ρ-Ophiuchi Molekülwolke,
sondern auch für die Entstehung von Sternen der ersten und zweiten Generation im frühen
Universum.
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Wir betrachten die Entwicklung des spezifischen Drehimpulses von protostellaren Kernen
und vergleichen unsere Resultate mit beobachteten Werten. Wir finden eine gute
Übereinstimmung zwischen den spezifischen Drehimpulsen der protostellaren Kerne in
unserem Model und denen der beobachteten Kerne in Molekülwolken. In unseren
Simulationen geht der gravitative Kollaps mit einem Verlust an spezifischem Drehimpuls
einher. Somit kann das Drehimpulsproblem der Sternentstehung auch ohne Betrachtung der
Magnetfelder entschärft werden.
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Ein weiterer Schwerpunkt der Arbeit ist die Untersuchung des Einflusses der
thermodynamischen Eigenschaften des Gases auf die Massenverteilung der Sterne, die aus
diesem Gas entstehen. Wir verwenden eine stückweise polytrope Zustandgleichung, die die
Temperatur-Dichte-Beziehung genauer beschreibt. Wir zeigen, dass Veränderungen in der
Zustandgleichung bei einer bestimmten Dichte einen direkten Einfluss auf die
charakteristische Massenskala der Fragmentierung haben und somit den Scheitelpunkt der
Sternmassenverteilung in der solaren Umgebung bestimmen.
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Des Weiteren sind die thermodynamischen Eigenschaften des Gases auch für die
Sternentstehung im frühen Universum von Bedeutung. Das primordiale Gas, aus dem die
ersten Sterne gebildet wurden, enthält keine Metalle (Elemente schwerer als H oder He), da
diese erst durch Kernreaktionen in Sternen gebildet werden. In dieser Arbeit untersuchen wir
den Einfluss einer geringen Metallizität auf das Kühlungs- und Kollapsverhalten von Gas, aus
welchem die zweite Generation von Sternen entstanden ist. Dieses Gas ist anfänglich heiß und
ionisiert und befindet sich in kleinen protogalaktischen Halos aus dunkler Materie. Unsere
hydrodynamischen Simulationen, die auch ein adäquates chemisches Netzwerk beinhalten,
zeigen, dass die Temperatur- und Dichteentwicklung des Gases während der Anfangsphase
des Kollapses durch eine geringe Metallizität im Gas kaum beeinflusst wird. Wir stellen
weiterhin fest, dass externe ultraviolette Strahlung den Kühlprozess des Gases ohne
Metallizität und des Gases mit geringer Metallizität gleichermaßen verzögert oder sogar
verhindert. Außerdem untersuchen wir den Einfluss der Rotverschiebung und der Masse des
Halos aus dunkler Materie auf die Kühlung und den Kollaps des Gases.
| Identifer | oai:union.ndltd.org:Potsdam/oai:kobv.de-opus-ubp:759 |
| Date | January 2005 |
| Creators | Jappsen, Anne-Katharina |
| Publisher | Universität Potsdam, Mathematisch-Naturwissenschaftliche Fakultät. Institut für Physik und Astronomie |
| Source Sets | Potsdam University |
| Language | English |
| Detected Language | English |
| Type | Text.Thesis.Doctoral |
| Format | application/pdf |
| Rights | http://opus.kobv.de/ubp/doku/urheberrecht.php |
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