Massive stars shaping the ISM
Diese Arbeit befasst sich mit dem Einfluss von Sternen, deren Masse acht Sonnenmassen \xfcbersteigt, 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 gro\xdfen Teil ihrer Masse \xfcber ihre starken Sternwinde. Beispielsweise gibt ein Stern mit 60 Sonnenmassen Anfangsmasse mehr als die doppelte Supernovaenergie \xfcber die kinetische Energie seiner Winde in seine Umgebung ab.\n\nSterne entstehen in Regionen mit kaltem, dichtem Gas, den sogenannten Molek\xfclwolken. Beobachtungen zeigen, dass diese Gaswolken turbulent sind. Es ist allerdings noch ungekl\xe4rt, woher die beobachtete Turbulenz im Interstellaren Medium ihre Energie bezieht. Die Energieabgabe von massereichen Sternen ist - neben gro\xdfskaligen gravitativen Instabilit\xe4ten in der Scheibe der Milchstra\xdfe - eine der m\xf6glichen Erkl\xe4rungen. Beobachtungen erlauben R\xfcckschl\xfcsse auf die eingebrachte Energiemenge und die L\xe4ngenskalen des Energie liefernden Prozesses. Daher ist es relevant, zu bestimmen, wie viel kinetische Energie ein massereicher Stern in der ihn umgebenden Molek\xfclwolke deponieren kann. \n\nDer Schwerpunkt dieser Arbeit sind hydrodynamische Simulationen, die diese Energieeffizienz testen. Dazu wurden aktuelle Sternentwicklungsmodelle in die frei zug\xe4nglichen Eulerschen Gittercodes Pluto und Ramses eingebaut. Die Simulationen verwenden das von Eva Ntormousi erstellte Modul f\xfcr die Berechnung der Heiz- und K\xfchlprozesse eines Multiphasenmediums.\n\nDie Modellrechnungen f\xfchrten zur Erkenntnis, dass in jener Phase der Simulation, in der die r\xe4umliche Aufl\xf6sung der Modellrechnung die Eneergieeffizienz stark beeinflusst, der gr\xf6\xdfte Energieverlust durch Strahlung an jener Stelle auftritt, an der das vom Stern ausgesto\xdfene Material auf das aufgesammelte Umgebungsgas trifft. An dieser Kontaktfl\xe4che treten Mischungsprozesse auf, welche die Energieverluste steigern. Somit k\xf6nnen unsere Simulationen in Kombination mit einer Absch\xe4tzung der Effizienz und Skalenl\xe4nge dieser Mischprozesse eine Aussage treffen, wie viel Energie massereiche Sterne zur Aufrechterhaltung der Turbulenz beitragen k\xf6nnen. F\xfcr diese Absch\xe4tzung der Mischprozesse liefert die Literatur auf Beobachtungen und numerischen Simulationen basierende Richtwerte.\n\nAls 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 f\xfcr von Sternen ausgesto\xdfene Materie verwendet werden. Interessanterweise zeigen die Beobachtungen dieser Region nur in einem Teil des Gebiets mit R\xf6ntgenemission ein 26-Al Signal. Unsere Ramses Modelle ber\xfccksichtigen 26-Al und k\xf6nnen daher auf Gebiete mit (fehlenden) Korrelationen zwischen R\xf6ntgenemission und 26-Al Signal durchsucht werden.