Abstract

Diese Arbeit befasst sich mit dem Einfluss von Sternen, deren Masse acht Sonnenmassen übersteigt, auf das Interstellare Medium in ihrer Umgebung. Solche massereiche Sterne beenden ihr Dasein mit einer Supernovaexplosion und verlieren im Laufe ihrer - verglichen mit massearmen Sternen - raschen Entwicklung einen großen Teil ihrer Masse über ihre starken Sternwinde. Beispielsweise gibt ein Stern mit 60 Sonnenmassen Anfangsmasse mehr als die doppelte Supernovaenergie über die kinetische Energie seiner Winde in seine Umgebung ab. Sterne entstehen in Regionen mit kaltem, dichtem Gas, den sogenannten Molekülwolken. Beobachtungen zeigen, dass diese Gaswolken turbulent sind. Es ist allerdings noch ungeklärt, woher die beobachtete Turbulenz im Interstellaren Medium ihre Energie bezieht. Die Energieabgabe von massereichen Sternen ist - neben großskaligen gravitativen Instabilitäten in der Scheibe der Milchstraße - eine der möglichen Erklärungen. Beobachtungen erlauben Rückschlüsse auf die eingebrachte Energiemenge und die Längenskalen des Energie liefernden Prozesses. Daher ist es relevant, zu bestimmen, wie viel kinetische Energie ein massereicher Stern in der ihn umgebenden Molekülwolke deponieren kann. Der Schwerpunkt dieser Arbeit sind hydrodynamische Simulationen, die diese Energieeffizienz testen. Dazu wurden aktuelle Sternentwicklungsmodelle in die frei zugänglichen Eulerschen Gittercodes Pluto und Ramses eingebaut. Die Simulationen verwenden das von Eva Ntormousi erstellte Modul für die Berechnung der Heiz- und Kühlprozesse eines Multiphasenmediums. Die Modellrechnungen führten zur Erkenntnis, dass in jener Phase der Simulation, in der die räumliche Auflösung der Modellrechnung die Eneergieeffizienz stark beeinflusst, der größte Energieverlust durch Strahlung an jener Stelle auftritt, an der das vom Stern ausgestoßene Material auf das aufgesammelte Umgebungsgas trifft. An dieser Kontaktfläche treten Mischungsprozesse auf, welche die Energieverluste steigern. Somit können unsere Simulationen in Kombination mit einer Abschätzung der Effizienz und Skalenlänge dieser Mischprozesse eine Aussage treffen, wie viel Energie massereiche Sterne zur Aufrechterhaltung der Turbulenz beitragen können. Für diese Abschätzung der Mischprozesse liefert die Literatur auf Beobachtungen und numerischen Simulationen basierende Richtwerte. Als Anwendungsbeispiel wird in dieser Arbeit die Orion-Eridanus Region diskutiert. In dieser Region wird das radioaktive Isotop 26-Al beobachtet. Dieses Isotop wird vorrangig in massereichen Sternen gebildet. Es kann daher als Indikator für von Sternen ausgestoßene Materie verwendet werden. Interessanterweise zeigen die Beobachtungen dieser Region nur in einem Teil des Gebiets mit Röntgenemission ein 26-Al Signal. Unsere Ramses Modelle berücksichtigen 26-Al und können daher auf Gebiete mit (fehlenden) Korrelationen zwischen Röntgenemission und 26-Al Signal durchsucht werden.