Stefan Schmeja

• Stars are born in turbulent molecular clouds that fragment and collapse under the influence of their own gravity, forming a cluster of hundred or more stars. The star formation process is controlled by the interplay between supersonic turbulence and gravity. In this work, the properties of stellar clusters created by numerical simulations of gravoturbulent fragmentation are compared to those from observations. This includes the analysis of properties of individual protostars as well as statistical properties of the entire cluster. It is demonstrated that protostellar mass accretion is a highly dynamical and time-variant process. The peak accretion rate is reached shortly after the formation of the protostellar core. It is about one order of magnitude higher than the constant accretion rate predicted by the collapse of a classical singular isothermal sphere, in agreement with the observations. For a more reasonable comparison, the model accretion rates are converted to the observables bolometric temperature, bolometric luminosity,Stars are born in turbulent molecular clouds that fragment and collapse under the influence of their own gravity, forming a cluster of hundred or more stars. The star formation process is controlled by the interplay between supersonic turbulence and gravity. In this work, the properties of stellar clusters created by numerical simulations of gravoturbulent fragmentation are compared to those from observations. This includes the analysis of properties of individual protostars as well as statistical properties of the entire cluster. It is demonstrated that protostellar mass accretion is a highly dynamical and time-variant process. The peak accretion rate is reached shortly after the formation of the protostellar core. It is about one order of magnitude higher than the constant accretion rate predicted by the collapse of a classical singular isothermal sphere, in agreement with the observations. For a more reasonable comparison, the model accretion rates are converted to the observables bolometric temperature, bolometric luminosity, and envelope mass. The accretion rates from the simulations are used as input for an evolutionary scheme. The resulting distribution in the Tbol-Lbol-Menv parameter space is then compared to observational data by means of a 3D Kolmogorov-Smirnov test. The highest probability found that the distributions of model tracks and observational data points are drawn from the same population is 70%. The ratios of objects belonging to different evolutionary classes in observed star-forming clusters are compared to the temporal evolution of the gravoturbulent models in order to estimate the evolutionary stage of a cluster. While it is difficult to estimate absolute ages, the realtive numbers of young stars reveal the evolutionary status of a cluster with respect to other clusters. The sequence shows Serpens as the youngest and IC 348 as the most evolved of the investigated clusters. Finally the structures of young star clusters are investigated by applying different statistical methods like the normalised mean correlation length and the minimum spanning tree technique and by a newly defined measure for the cluster elongation. The clustering parameters of the model clusters correspond in many cases well to those from observed ones. The temporal evolution of the clustering parameters shows that the star cluster builds up from several subclusters and evolves to a more centrally concentrated cluster, while the cluster expands slower than new stars are formed.…
• Sterne entstehen im Inneren von turbulenten Molekülwolken, die unter dem Einfluss ihrer eigenen Gravitation fragmentieren und kollabieren. So entsteht ein Sternhaufen aus hundert oder mehr Objekten. Der Sternentstehungsprozess wird durch das Wechselspiel von Überschallturbulenz und Gravitation reguliert. In dieser Arbeit werden verschiedene Eigenschaften solcher Sternhaufen, die mit Hilfe von numerischen Simulationen modelliert wurden, untersucht und mit Beobachtungsdaten verglichen. Dabei handelt es sich sowohl um Eigenschaften einzelner Protosterne, als auch um statistische Parameter des Sternhaufens als Ganzes. Es wird gezeigt, dass die Massenakkretion von Protosternen ein höchst dynamischer und zeitabhängiger Prozess ist. Die maximale Akkretionsrate wird kurz nach der Bildung des Protosterns erreicht, bevor sie annähernd exponentiell abfällt. Sie ist, in Übereinstimmung mit Beobachtungen, etwa um eine Größenordnung höher als die konstante Rate in den klassischen Modellen. Um die Akkretionsraten der Modelle zuverlässigerSterne entstehen im Inneren von turbulenten Molekülwolken, die unter dem Einfluss ihrer eigenen Gravitation fragmentieren und kollabieren. So entsteht ein Sternhaufen aus hundert oder mehr Objekten. Der Sternentstehungsprozess wird durch das Wechselspiel von Überschallturbulenz und Gravitation reguliert. In dieser Arbeit werden verschiedene Eigenschaften solcher Sternhaufen, die mit Hilfe von numerischen Simulationen modelliert wurden, untersucht und mit Beobachtungsdaten verglichen. Dabei handelt es sich sowohl um Eigenschaften einzelner Protosterne, als auch um statistische Parameter des Sternhaufens als Ganzes. Es wird gezeigt, dass die Massenakkretion von Protosternen ein höchst dynamischer und zeitabhängiger Prozess ist. Die maximale Akkretionsrate wird kurz nach der Bildung des Protosterns erreicht, bevor sie annähernd exponentiell abfällt. Sie ist, in Übereinstimmung mit Beobachtungen, etwa um eine Größenordnung höher als die konstante Rate in den klassischen Modellen. Um die Akkretionsraten der Modelle zuverlässiger vergleichen zu können, werden sie mit Hilfe eines Evolutionsschemas in besser beobachtbare Parameter wie bolometrische Temperatur und Leuchtkraft sowie Hüllenmasse umgewandelt. Die dreidimensionale Verteilung dieser Parameter wird anschließend mittels eines Kolmogorov-Smirnov-Tests mit Beobachtungsdaten verglichen. Die relative Anzahl junger Sterne in verschiedenen Entwicklungsstadien wird mit der zeitlichen Entwicklung der Modelle verglichen, um so den Entwicklungsstand des Sternhaufens abschätzen zu können. Während eine genaue Altersbestimmung schwierig ist, kann der Entwicklungsstand eines Haufens relativ zu anderen gut ermittelt werden. Von den untersuchten Objekten stellt sich Serpens als der jüngste und IC 348 als der am weitesten entwickelte Sternhaufen heraus. Zuletzt werden die Strukturen von jungen Sternhaufen an Hand verschiedener statistischer Methoden und eines neuen Maßes für die Elongation eines Haufens untersucht. Auch hier zeigen die Parameter der Modelle eine gute Übereinstimmung mit solchen von beobachteten Objekten, insbesondere, wenn beide eine ähnliche Elongation aufweisen. Die zeitliche Entwicklung der Parameter zeigt, dass sich ein Sternhaufen aus mehreren kleineren Gruppen bildet, die zusammenwachsen und einen zum Zentrum hin konzentrierten Haufen bilden. Dabei werden neue Sterne schneller gebildet als sich der Sternhaufen ausdehnt.…