TY  - THES
A1  - Klessen, Ralf S.
T1  - The relation between interstellar turbulence and star formation
N2  - Eine der zentralen Fragestellungen der modernen Astrophysik ist es, unser Verständnis fuer die Bildung von Sternen und Sternhaufen in unserer Milchstrasse zu erweitern und zu vertiefen. Sterne entstehen in interstellaren Wolken aus molekularem Wasserstoffgas. In den vergangenen zwanzig bis dreißig Jahren ging man davon aus, dass der Prozess der Sternentstehung vor allem durch das Wechselspiel von gravitativer Anziehung und magnetischer Abstossung bestimmt ist. Neuere Erkenntnisse, sowohl von Seiten der Beobachtung als auch der Theorie, deuten darauf hin, dass nicht Magnetfelder, sondern Überschallturbulenz die Bildung von Sternen in galaktischen Molekülwolken bestimmt.  Diese Arbeit fasst diese neuen Überlegungen zusammen, erweitert sie und formuliert eine neue Theorie der Sternentstehung die auf dem komplexen Wechselspiel von Eigengravitation des Wolkengases und der darin beobachteten Überschallturbulenz basiert. Die kinetische Energie des turbulenten Geschwindigkeitsfeldes ist typischerweise ausreichend, um interstellare Gaswolken auf großen Skalen gegen gravitative Kontraktion zu stabilisieren. Auf kleinen Skalen jedoch führt diese Turbulenz zu starken Dichtefluktuationen, wobei einige davon die lokale kritische Masse und Dichte für gravitativen Kollaps überschreiten koennen. Diese Regionen schockkomprimierten Gases sind es nun, aus denen sich die Sterne der Milchstrasse bilden. Die Effizienz und die Zeitskala der Sternentstehung hängt somit unmittelbar von den Eigenschaften der Turbulenz in interstellaren Gaswolken ab. Sterne bilden sich langsam und in Isolation, wenn der Widerstand des turbulenten Geschwindigkeitsfeldes gegen gravitativen Kollaps sehr stark ist. Überwiegt hingegen der Einfluss der Eigengravitation, dann bilden sich Sternen in dichten Gruppen oder Haufen sehr rasch und mit grosser Effizienz.   Die Vorhersagungen dieser Theorie werden sowohl auf Skalen einzelner Sternentstehungsgebiete als auch auf Skalen der Scheibe unserer Milchstrasse als ganzes untersucht. Es zu erwarten, dass protostellare Kerne, d.h. die direkten Vorläufer von Sternen oder Doppelsternsystemen, eine hochgradig dynamische Zeitentwicklung aufweisen, und keineswegs quasi-statische Objekte sind, wie es in der Theorie der magnetisch moderierten Sternentstehung vorausgesetzt wird. So muss etwa die Massenanwachsrate junger Sterne starken zeitlichen Schwankungen unterworfen sein, was wiederum wichtige Konsequenzen für die statistische Verteilung der resultierenden Sternmassen hat. Auch auf galaktischen Skalen scheint die Wechselwirkung von Turbulenz und Gravitation maßgeblich. Der Prozess wird hier allerdings noch zusätzlich moduliert durch chemische Prozesse, die die Heizung und Kühlung des Gases bestimmen, und durch die differenzielle Rotation der galaktischen Scheibe. Als wichtigster Mechanismus zur Erzeugung der interstellaren Turbulenz lässt sich die Überlagerung vieler Supernova-Explosionen identifizieren, die das Sterben massiver Sterne begleiten und große Mengen an Energie und Impuls freisetzen. Insgesamt unterstützen die Beobachtungsbefunde auf allen Skalen das Bild der turbulenten, dynamischen Sternentstehung, so wie es in dieser Arbeit gezeichnet wird.
N2  - Understanding the formation of stars in galaxies is central to much of modern astrophysics. For several decades it has been thought that the star formation process is primarily controlled by the interplay between gravity and magnetostatic support, modulated by neutral-ion drift. Recently, however, both observational and numerical work has begun to suggest that supersonic interstellar turbulence rather than magnetic fields controls star formation.   This review begins with a historical overview of the successes and problems of both the classical dynamical theory of star formation, and the standard theory of magnetostatic support from both observational and theoretical perspectives. We then present the outline of a new paradigm of star formation based on the interplay between supersonic turbulence and self-gravity. Supersonic turbulence can provide support against gravitational collapse on global scales, while at the same time it produces localized density enhancements that allow for collapse on small scales. The efficiency and timescale of stellar birth in Galactic gas clouds strongly depend on the properties of the interstellar turbulent velocity field, with slow, inefficient, isolated star formation being a hallmark of turbulent support, and fast, efficient, clustered star formation occurring in its absence.   After discussing in detail various theoretical aspects of supersonic turbulence in compressible self-gravitating gaseous media relevant for star forming interstellar clouds, we explore the consequences of the new theory for both local star formation and galactic scale star formation. The theory predicts that individual star-forming cores are likely not quasi-static objects, but dynamically evolving. Accretion onto these objects will vary with time and depend on the properties of the surrounding turbulent flow. This has important consequences for the resulting stellar mass function. Star formation on scales of galaxies as a whole is expected to be controlled by the balance between gravity and turbulence, just like star formation on scales of individual interstellar gas clouds, but may be modulated by additional effects like cooling and differential rotation. The dominant mechanism for driving interstellar turbulence in star-forming regions of galactic disks appears to be supernovae explosions. In the outer disk of our Milky Way or in low-surface brightness galaxies the coupling of rotation to the gas through magnetic fields or gravity may become important.
KW  - Sterne
KW  - Sternentstehung
KW  - Turbulenz
KW  - Astrophysik
KW  - Galaxien
KW  - interstellare Materie
KW  - stars
KW  - star formation
KW  - turbulence
KW  - astrophysics
KW  - galaxies
KW  - interstellar matter
Y1  - 2004
U6  - http://nbn-resolving.de/urn/resolver.pl?urn:nbn:de:kobv:517-0001118
ER  - 
TY  - THES
A1  - Schmeja, Stefan
T1  - Properties of turbulent star-forming clusters : models versus observations
T1  - Eigenschaften turbulenter junger Sternhaufen : Modelle kontra Beobachtungen
N2  - 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.
N2  - 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 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.
KW  - Sternentstehung
KW  - Sternhaufen
KW  - Turbulenz
KW  - Interstellare Materie
KW  - Numerisches Verfahren
KW  - star formation
KW  - star clusters
KW  - turbulence
KW  - interstellar medium
KW  - numerical simulations
Y1  - 2006
U6  - http://nbn-resolving.de/urn/resolver.pl?urn:nbn:de:kobv:517-opus-7364
ER  - 
TY  - THES
A1  - Jappsen, Anne-Katharina
T1  - Present and early star formation : a study on rotational and thermal properties
T1  - Sternentstehung im heutigen und im frühen Universum : eine Studie über Rotationseigenschaften und thermisches Verhalten
N2  - 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.  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.  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.  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.  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, H2 is the dominant and most effective coolant, and that it is the amount of H2 formed that controls whether or not the gas can collapse and form stars. For metallicities Z <= 10<sup>-3 Zsun, 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 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.
N2  - 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.  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.  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.  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.  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.
KW  - Sternentstehung
KW  - Astrophysik
KW  - Turbulenz
KW  - Hydrodynamisches Modell
KW  - Gravitationskollaps
KW  - star formation
KW  - astrophysics
KW  - turbulence
KW  - numerical simulation
KW  - hydrodynamical model
KW  - self-gravity
Y1  - 2005
U6  - http://nbn-resolving.de/urn/resolver.pl?urn:nbn:de:kobv:517-opus-7591
ER  - 
TY  - THES
A1  - Ramachandran, Varsha
T1  - Massive star evolution, star formation, and feedback at low metallicity
T1  - Massive Sternentwicklung, Sternentstehung, und das Feedback bei niedriger Metallizität
BT  - quantitative spectroscopy of OB stars in the Magellanic Clouds
N2  - The goal of this thesis is to broaden the empirical basis for a better, comprehensive understanding
of massive star evolution, star formation and feedback at low metallicity. Low metallicity massive stars are a key to understand the early universe. Quantitative information on metal-poor massive stars was sparse before. The quantitative spectroscopic studies of massive star populations associated with large-scale ISM structures were not performed at low metallicity before, but are important to investigate star-formation histories and feedback in detail.  Much of this work relies on spectroscopic observations with VLT-FLAMES of ~500 OB stars in the Magellanic Clouds. When available, the optical spectroscopy was complemented by UV spectra from the HST, IUE, and FUSE archives. The two representative young stellar populations that have been studied are associated with the superbubble N 206 in the Large Magellanic Cloud (LMC) and with the supergiant shell SMC-SGS 1 in the Wing of the Small Magellanic Cloud (SMC), respectively. We performed spectroscopic analyses of the massive stars using the nonLTE Potsdam Wolf-Rayet (PoWR) model atmosphere code. We estimated the stellar, wind, and feedback parameters of the individual massive stars and established their statistical distributions.

The mass-loss rates of N206 OB stars are consistent with theoretical expectations for LMC metallicity. The most massive and youngest stars show nitrogen enrichment at their surface and are found to be slower rotators than the rest of the sample. The N 206 complex has undergone star formation episodes since more than 30 Myr, with a current star formation rate higher than average in the LMC. The spatial age distribution of stars across the complex possibly indicates triggered star formation due to the expansion of the superbubble. Three very massive, young Of stars in the region dominate the ionizing and mechanical feedback among hundreds of other OB stars in the sample. The current stellar wind feedback rate from the two WR stars in the complex is comparable to that released by the whole OB sample. We see only a minor fraction of this stellar wind feedback converted into X-ray emission. In this LMC complex, stellar winds and supernovae equally contribute to the total energy feedback, which eventually powered the central superbubble. However, the total energy input accumulated over the time scale of the superbubble significantly exceeds the observed energy content of the complex. The lack of energy along with the morphology of the complex suggests a leakage of hot gas from the superbubble.

With a detailed spectroscopic study of massive stars in SMC-SGS 1, we provide the stellar and wind parameters of a large sample of OB stars at low metallicity, including those in the lower mass-range. The stellar rotation velocities show a broad, tentatively bimodal distribution, with Be stars being among the fastest.  A few very luminous O stars are found close to the main sequence, while all other, slightly evolved stars obey a strict luminosity limit. Considering additional massive stars in evolved stages, with published parameters and located all over the SMC, essentially confirms this picture. The comparison with single-star evolutionary tracks suggests a dichotomy in the fate of massive stars in the SMC. Only stars with an initial mass below 30 solar masses seem to evolve from the main sequence to the cool side of the HRD to become a red supergiant and to explode as type II-P supernova. In contrast, more massive stars appear to stay always hot and might evolve quasi chemically homogeneously, finally collapsing to relatively massive black holes. However, we find no indication that chemical mixing is correlated with rapid rotation. We measured the key parameters of stellar feedback and established the links between the rates of star formation and supernovae. Our study demonstrates that in metal-poor environments stellar feedback is dominated by core-collapse supernovae in combination with winds and ionizing radiation supplied by a few of the most massive stars. We found indications of the stochastic mode of star formation, where the resulting stellar population is fully capable of producing large-scale structures such as the supergiant shell SMC-SGS 1 in the Wing. The low level of feedback in metal-poor stellar populations allows star formation episodes to persist over long timescales.

Our study showcases the importance of quantitative spectroscopy of massive stars with adequate stellar-atmosphere models in order to understand star-formation, evolution, and feedback. The stellar population analyses in the LMC and SMC make us understand that massive stars and their impact can be very different depending on their environment. Obviously, due to their different metallicity, the massive stars in the LMC and the SMC follow different evolutionary paths. Their winds differ significantly, and the key feedback agents are different. As a consequence, the star formation can proceed in different modes.
N2  - Massereiche Sterne, also Sterne, die ihre Entwicklung mit mehr als acht Sonnenmassen starten, spielen die Hauptrolle in der chemischen Entwicklung des Universums. Darüberhinaus formen sie das sie umgebende interstellare Medium, aus dem sie entstanden sind, durch ihre ionisierende Strahlung und ihre starken Massenausflüsse in Form von Sternwinden und Supernovaexplosionen, das sogenannte Feedback.
Diese Arbeit verbreitert die empirische Basis für ein besseres Verständnis der Entwicklung, Entstehung und des Feedbacks massereicher Sterne bei niedriger Metallizität, wie sie auch im frühen Universum herrschte, wesentlich. Hierfür wurden die Daten von zwei großen spektroskopischen Beobachtungskampagnen in der Großen (LMC) und in der Kleinen Magellanschen Wolke (SMC) - beides Galaxien mit erniedrigter Metallizität - mittels des Non-LTE Potsdam Wolf-Rayet (PoWR) Model Atmosphere Codes quantitativ analysiert, um wesentliche Stern-, Wind- und Feedbackparameter sowie ihre statistische Verteilung zu bestimmen und damit ein globales Bild der massereichen Sterne und ihrer Wechselwirkung mit der Umgebung zu erhalten. Diese Analysen stützen sich hauptsächlich auf Spektren aus dem optischen Bereich, die mit dem Fibre Large Array Multi Element Spectrograph (FLAMES) am Very Large Telescope (VLT) von ~ 500 OBSternen in den Magellanschen Wolken aufgenommen worden, ergänzt durch UV-Spektren aus den Archiven verschiedener UV-Satelliten. Die zwei repräsentativen jungen Sternpopulationen, die untersucht wurden, gehören zur Superbubble N206 in der LMC beziehungsweise zur Supergiant Shell SMC-SGS 1 im Wing der SMC.
Die analysierte Stichprobe des N206-Komplexes umfasst alle heißen massereichen Sterne vom Typ OB, Of, und Wolf-Rayet, wobei letztere weit entwickelt und durch starke Sternwinde gekennzeichnet sind. Auf Basis unsere Analysen fanden wir heraus, dass der Komplex seit 30 Mio. Jahren mehrere Sternentstehungsepisoden durchlief. Die räumliche Altersverteilung dieser Sterne über den Komplex weist möglicherweise auf getriggerte Sternentstehung infolge der Ausdehnung der Superbubble hin. Drei sehr massereiche, junge Of-Sterne in dieser Region dominieren das ionisierende und mechanische Feedback unter hunderten von anderen OBSternen in der Region.
Die SMC hat eine noch niedrigere Metallizität als die LMC, was sich u.a. auch in der Sternentwicklung niederschlagen sollte. Daher wurde mittels der Daten der Spektralanalysen der Supergiant Shell SMC-SGS 1 in der SMC zusammen mit weiteren Daten aus der Literatur das am dichtesten besiedelte Hertzsprung-Russell-Diagramm der massereichen Sterne in der SMC erstellt. Der Vergleich mit Sternentwicklungsrechnungen suggeriert eine Zweiteilung der Entwicklungswege massereicher Sterne in der SMC. Dabei scheint die gemessene Rotation der Sterne überraschenderweise keinen großen Einfluss zu haben. Wir vermuten daher, dass die Masse und Metallizität der Sterne zusammen hauptverantwortlich für die beobachtete Zweiteilung sind. Desweiteren konnte erstmalig auf einer breiten Datenbasis aufbauend die Korrelation zwischen Metallizität und Stärke von OB-Sternwinden etabliert werden, allerdings sind die ermittelten Windstärken weit schwächer als vorhergesagt (Weak-Wind-Problem) und in Sternentwicklungsrechnungen verwendet. Die Alter und räumliche Verteilung von massereichen Sternen zeigen, dass Sternentstehung seit über 100 Mio. Jahren in der ruhigen Region niedriger Dichte in der SMC eher stochastisch als sequenziell voranschreitet und höher ist als von Messungen diffuser Hα-Emission abgeleitet wurde. Das Feedback in dieser Region wird aufgrund der schwachen Sternwinde durch Supernovae bestimmt, während die Ionization der gesamten Region durch einen einzigen sehr heißen und leuchtkräftigen Wolf-Rayet-Stern dominiert wird. Die niedrige Feedbackrate in metallarmen Sternpopulationen scheint für die Größe und das Überleben von Molekülwolken förderlich zu sein, sodass Sternentstehungsepisoden über einen längeren Zeitraum ablaufen. Solch ausgedehnte Sternentstehung kann dazu führen, dass es eine fortwährende Quelle von ionisierenden Photonen gibt, welche in das zirkumgalaktische Medium durch Löcher oder Kanäle entweichen können, die durch Supernovae erzeugt worden. Diese Studie regt an, dass Sternentstehungsregionen mit langer Geschichte ihre Spuren im umgebenden ISM auch bei niedriger Metallizität hinterlassen werden.
Die zukünftigen großräumigen Spektroskopiestudien von weiter entfernten Galaxien mit noch geringeren Metallizitäten können weitere Einsichten in unser derzeitiges Verständnis von massereichen Sternen bringen.
KW  - massive stars
KW  - stellar feedback
KW  - spectroscopy
KW  - stellar evolution
KW  - star formation
KW  - massive Sterne
KW  - Sternfeedback
KW  - Spektroskopie
KW  - Sternentwicklung
KW  - Sternentstehung
Y1  - 2019
U6  - http://nbn-resolving.de/urn/resolver.pl?urn:nbn:de:kobv:517-opus4-432455
ER  -