Podcasts about hydrodynamik

2024 begann mit einem Hochwasser. Über Daten und Technologien beim Hochwasserschutz spricht Marcel Roth mit Burhard Henning vom Talsperrenbetrieb und mit Professor Daniel Bachmann von der Hochschule Magdeburg-Stendal.

#174 - Interview mit Holger Lüning - Allwetterkind/ DocSwim/ T3 Training Heute habe ich den Schwimmexperten, Buchautoren, Blogger, Vlogger und Triathleten Holger Lüning zu Gast! Holger kennst Du bereits aus den gemeinsamen Interviewfolgen, sowie aus dem Expertentalk zum Thema Schwimmen, und dem T3 Lagertalk ebenfalls hier im Podcast. Heute spreche ich mit Holger über sein neues Buch: „Schneller Schwimmen – Das Baukasten-System“ d.h. welche konkrete Hilfestellung Dir das Buch im Bereich Schwimmen geben kann, worauf Du Dich als Leser des Buches freuen kannst, was genau sich hinter Begriffen wie Hydrodynamik und Sensomotorik verbirgt, und so einiges mehr. Nicht wundern, Holger ist bei diesem Gespräch live aus dem T3 auf Teneriffa zugeschaltet und im Hintergrund ist Wassergeräusch zu hören bzw. hier und da hört man heraus, dass die Aufnahme mit einem Onlinetool aufgrund der geographischen Entfernung gemacht wurde. Viel Spaß beim Anhören der heutigen Folge mit Holger Lüning! Shownotes: Hier geht es zum neuen Buch von Holger Lüning "Schneller schwimmen - Das Baukasten-System" => https://www.allwetterkind-shop.de/b%C3%BCcher-dvds/b%C3%BCcher/ Hier geht es zur Allwetterkind Website von Holger => https://www.allwetterkind.de/ Hier geht es zur DocSwim Website von Holger => http://docswim.de/ Hier gehts zur Website von Holger => http://holgerluening.de/ Hier findest Du mehr Infos zum T3 Schwimmcamp auf Teneriffa => https://www.t3-training.de/ Das ausführliche Interview mit Holger verpasst? Hier kannst Du es Dir anhören => https://www.triathlon-podcast.de/holger-luening/ Hier geht es zum T3 Lagertalk mit Holger aus 2018 => https://www.triathlon-podcast.de/trainingslagertalk-mit-holger-luening-von-t3-training/ Weitere Best Tipps und Expertentalks mit Holger findest Du hier => https://www.triathlon-podcast.de/?s=Holger+L%C3%BCning Showsponsoren: Diese Folge von Triathlon-Podcast wird Dir mit freundlicher Unterstützung von pricon Sports, die nun unter Triathlon One auftreten, und Ameo Powerbreather präsentiert. Du kennst pricon Sports noch nicht? Dann wird es aber Zeit, denn pricon Sports vereint namhafte Marken wie Kiwami im Bereich Triathlon-, Lauf-, und Schwimmbekleidung, MelTonic im Bereich Sportnahrung und Getränke und weitere Marken unter einem Dach. Alle Infos und Links findest Du unter www.triathlon.one, bzw. www.priconsports.com. Der Ameo Powerbreather ist DIE Schwimmhilfe für Einsteiger, bzw. für Fortgeschrittene, sprich ideal für Atemkraft und Atemtechnik und wie Du weißt werden diese Fähigkeiten ziemlich stark auch beim Radfahren und Laufen benötigt. Profitiere auch Du von diesem Sportgerät , sowie schon viele Pros und Amateure vor Dir. Mehr Infos zum Ameo Powerbreather findest Du unter www.powerbreather.com ! Ich möchte mich bedanken bei Powerbreather, denn Hörer von Triathlon-Podcast bekommen mit dem Gutscheincode "TRIPOD" beim nächsten Online Kauf 15% Rabatt ! Zum Abschluss! Hat Dir der Follow up Talk mit Holger gefallen? Wenn ja dann sei so lieb und gib dem Podcast Deine ehrliche Bewertung auf iTunes, bzw. abonniere den Podcast so dass Du in Zukunft keine weitere Folge verpasst. Du magst Triathlon-Podcast unterstützen? Seit Ende 2018 ist Triathlon-Podcast bei der Crowdfunding Plattform Steady gelistet. Schau einfach unter www.steadyhq.com/triathlonpodcast und wähle dort aus einem der 4 zur Verfügung stehenden Support Pakete, die ich für dich geschnürt habe. Das würde mich riesig freuen! So, und zu guter letzt freue ich mich, wenn Du bei der nächsten Ausgabe von Triathlon-Podcast wieder mit dabei bist. Also, bis dahin, bleib sportlich Dein Marco. Folge direkt herunterladen

Thu, 18 Dec 2014 12:00:00 +0100 https://edoc.ub.uni-muenchen.de/17908/ https://edoc.ub.uni-muenchen.de/17908/1/Fischer_Judith_Carolina.pdf Fischer, Judith Carolina ddc:610, d

In der vorliegenden Dissertation werden Eigenschaften stark gekoppelter hydrodynamischer Theorien untersucht, die mittels einer dualen Beschreibung als höherdimensionale gravitative Systeme aufgefasst werden können. Besonderes Augenmerk liegt hierbei auf der Berechnung physikalischer Größen wie Viskositäten oder Diffusionskonstanten. Diese werden hinsichtlich der Frage betrachtet, ob sie allgemeingültigen, universellen Gesetzmäßigkeiten folgen, die man aus der Beschreibung mittels einer Gravitationstheorie ableiten kann. Die theoretische Grundlage bildet hierbei die Dualität konformer Quantenfeldtheorien im Minkowski Raum und höherdimensionaler Stringtheorien im Anti-de Sitter Raum, die AdS/CFT Korrespondenz. Einen besonders interessanten Grenzfall stellt der Limes starker Kopplung und hoher Anzahl von Freiheitsgraden der konformen Feldtheorie dar, in dem sich die duale Beschreibung zu klassischer Gravitationstheorie im AdS Raum vereinfacht. Mittels störungstheoretischer Betrachtung der Fluktuationen von Schwarzen Loch Lösungen der Gravitationstheorie lassen sich universelle hydrodynamische Eigenschaften der stark gekoppelten Feldtheorie beschreiben. Eines der Hauptergebnisse dieses Forschungsgebietes ist der Nachweis, dass Fluide, die durch eine einfache duale Gravitationstheorie mit ungebrochener Rotationsinvarianz beschrieben werden können, ein universelles Verhältnis aus Scherviskosität und Entropiedichte besitzen. Erstaunlicherweise stimmt dieses Verhältnis parametrisch mit dem gemessenen Wert des stark gekoppelten Quark-Gluonen-Plasmas überein, ohne dass eine direkte Beschreibung dieser QCD Phase momentan möglich ist. In der vorliegenden Arbeit wird die Konstruktion eines ähnlichen, universellen Zusammenhangs beschrieben. In der hydrodynamischen Beschreibung supersymmetrischen Feldtheorien existiert eine Diffusionskonstante, die, ähnlich der Scherviskosität, den spurfreien Teil der Konstitutivgleichung des Supersymmetriestroms beschreibt. Wir berechnen diese Konstante in supersymmetrischen Theorien allgemeiner Dimension mittels verschiedener unabhängiger Rechnungen. Dazu betrachten wir als duale Gravitationstheorie eine generische Supergravitationstheorie. Die Bewegungsgleichung des zum Supersymmetriestrom dualen Gravitinos in Schwarzen Loch Hintergründen wird gelöst und erlaubt die Berechnung der retardierten Greenschen Funktion des Supersymmetriestroms der Feldtheorie. Diese besitzt einen Pol, der die charakteristische Schalldispersionsrelation des Phoninos beschreibt, des Goldstonefermions spontan gebrochener Supersymmetrie aufgrund endlicher Temperatur. In dieser Dispersionsrelation findet sich die besagte Diffusionskonstante, die sich auch mittels einer neuartigen Kubo-Formel direkt aus der Greenschen Funktion berechnen lässt. Das Hauptergebnis der Arbeit bildet hierbei die Etablierung eines Zusammenhangs dieser Diffusionskonstante und eines universell gültigen Absorptionsquerschnitts auf der dualen Seite der Gravitationstheorie, der die Absorption von Spinoren von einem Schwarzen Loch Hintergrund beschreibt. Eine weitere bedeutende Entwicklung besteht in der Entdeckung eines neuartigen Transportkoeffizienten, der einen beobachtbaren induzierten Strom aufgrund der Vortizität eines Fluids beschreibt. Dieser stellt die klassische Manifestation eines quantenmechanischen Effektes dar, der entsteht, wenn die zugrunde liegende mikroskopische Theorie eine quantenmechanische chirale Anomalie aufweist. Wir untersuchen diesen Effekt mithilfe eines theoretischen Ansatzes, der verschiedene Zugänge zum Verhältnis von Hydrodynamik und Gravitation miteinander vereint. Dazu werden rotierende D3-Branen effektiv als asymptotisch flache Verallgemeinerungen von fünf-dimensionalen AdS Reissner-Nordström Schwarzen Löchern beschrieben. Die Fluktuationen dieses Hintergrundes beschreiben nun eine effektive hydrodynamische Theorie auf einer Fläche in festem Abstand zur Singularität des Schwarzen Lochs, auf der die Fluktuationen Dirichlet Randbedingungen annehmen. Diese Herangehensweise erlaubt es uns den erwähnten Quanteneffekt nicht nur am Rand des AdS Raums zu betrachten, sondern auch am Horizont des Schwarzen Lochs, auf jeder Fläche mit konstantem Radius dazwischen oder sogar im asymptotisch flachen Raum.

Um Galaxien, Galaxienhaufen oder noch größere Strukturen im Universum detailliert zu simulieren, benötigt man eine korrekte Simulation des in diesen Objekten vorhandenen Gases. Eine Möglichkeit zur Simulation dieses Gases bietet das etablierte Verfahren ``Smoothed Particle Hydrodynamics (SPH)''. Diese Methode empfiehlt sich besonders wegen ihrer intrinsischen geometrischen Flexibilität und ihrer adaptiven Auflösung. Neuere Untersuchungen zeigten aber, dass SPH in Situationen, in denen große Dichtesprünge auftreten, ungenau wird. Hier kann es zu einem unphysikalisch verlangsamten Wachstum von hydrodynamischen Instabilitäten kommen. Diese Probleme von SPH können vor allem auf systematisch bedingte Ungenauigkeiten in der Dichtebestimmung dieser Methode zurückgeführt werden. Um diese Probleme zu vermeiden, haben wir eine neue ``Voronoi Particle Hydrodynamics'' (VPH) genannte Methode enwickelt, um die Hydrodynamik zu simulieren. Dabei wird die Dichte der Simulationsteilchen mit Hilfe eines zusätzlichen Gitters bestimmt. Dieses Gitter ist eine Voronoi Pflasterung, die auf auf den Positionen der Teilchen basiert. Mit Hilfe dieses Prinzips können hydrodynamische Instabilitäten korrekt simuliert werden. Situationen, in denen Scherströmungen entlang großer Dichtesprünge auftreten und zu hydrodynamische Instabilitäten führen, sind besonders ungünstig für SPH, da es hier zu großen Ungenauigkeiten kommen kann. Eine Anwendung, in der solche Situationen zu erwarten sind, ist der Einfall einer Galaxie in einen Galaxienhaufen. Dabei verliert die Galaxie aufgrund des anströmenden Galaxienhaufen-Gases zunehmend Gas an den Galaxienhaufen. Da SPH aufgrund seiner Dichtebestimmung diesen Prozess nicht korrekt simuliert, ermittelt SPH einen zu geringen Verlust von Gas. Wir konnten dies mit Hilfe unserer Simulationen belegen. Wir haben diese Resultate sowohl mit Simulationen von Galaxien, die in einen Galaxienhaufen fallen, als auch mit kosmologischen Simulationen von sich bildenden Galaxienhaufen überprüft. Dort bestätigte sich, dass in SPH der Gasverlust der einfallenen Galaxien zu gering ist. Desweiteren ist der Gasverlust in den AREPO Simulationen stets am höchsten, während VPH eine mittlere Stellung einnimmt. Wir konnten ingesamt zeigen, dass VPH in Situationen mit großem Dichtekontrast eine Verbesserung zu SPH darstellt. Auch wenn unsere Resultate keine vollständige Übereinstimmung mit dem Gitter-basierten AREPO Code zeigen, stellen sie doch eine wichtige Annährung zwischen Teilchen- und Gitter-basierten hydrodynamischen Verfahren dar. VPH empfiehlt sich vor allem als eine gegenüber SPH verbesserte Methode zur Simulation von hydrodynamischen Prozesssen in kosmologischen Problemen.

Einige der spektakulärsten Beobachtungen unserer Milchstrasse zeigen die filamentären Strukturen in der Umgebung von heissen massereichen O-Sternen. Sobald diese Sterne beginnen zu leuchten, ionisiert ihre ultraviolette Strahlung das umgebende Gas und erzeugt eine heisse HII-Region. Das erhitzte Gas expandiert in die umgebende kalte Molekülwolke. Die dabei entstehende Schockwelle komprimiert das kalte Gas in die auffälligen Strukturen. An den Spitzen dieser Strukturen entstehen neue, masseärmere Sterne. Bis heute ist die präzise Entstehung dieser Regionen nicht vollständig verstanden. Ziel dieser Arbeit ist die Simulation dieser Entwicklung anhand hydrodynamischer Methoden. Dazu wird ionisierende Strahlung in einen Smoothed Particle Hydrodynamics (SPH) Code namens VINE, der vollständig OpenMP-parallelisiert ist, implementiert. Für die Berechnung der Ionisation wird angenommen, dass die betrachtete Region so weit von dem Stern entfernt ist, dass die Strahlung näherungsweise plan-parallel eintrifft. Zunächst wird die Eintrittsfläche in gleich grosse Strahlen unterteilt. Dann wird die Ionisation entlang dieser Strahlen propagiert. Die neue Implementation ist vollständig parallelisiert und trägt den Namen iVINE. Zuerst wird anhand mehrerer Tests die Übereinstimmung von iVINE mit bekannten analytischen Lösungen gezeigt. Danach wird der durch Ionisation induzierte gravitative Kollaps einer marginal stabilen Sphäre untersucht. In allen drei simulierten Fällen mit unterschiedlichem einfallenden ionisierenden Fluss kollabiert die Sphäre. Zusätzlich kann die beobachtete Tendenz, dass jüngere Sterne weiter entfernt von der Quelle der Ionisation entstehen, bestätigt werden. Desweiteren werden Simulationen über den Einfluss ionisierender Strahlung auf turbulente Molekülwolken durchgeführt. Hier zeigt sich, dass die beobachteten, komplexen Strukturen durch die Kombination von Ionisation, Hydrodynamik und Gravitation reproduziert werden können. An den Spitzen der Strukturen wird das Gas stark komprimiert und kollabiert unter dem Einfluss seiner Eigengravitation, genau wie beobachtet. Gleichzeitig treibt die ionisierende Strahlung die Turbulenz im kalten Gas weit stärker als bisher angenommen. Anhand von einer Parameterstudie folgt, dass die entstehenden Strukturen kritisch von dem jeweiligen Anfangsstadium der Wolke zur Zeit der Zündung des O-Sterns abhängen. Dies ergibt die einmalige Gelegenheit, zusätzliche Informationen über Molekülwolken, die ansonsten schwierig zu beobachten sind, in den von O-Sternen stark illuminierten Regionen zu erhalten. Die Implementation ionisierender Strahlung im Rahmen dieser Doktorarbeit ermöglicht die Untersuchung der Einwirkung massereicher Sterne auf ihre Umgebung in bislang Unerreichter Genauigkeit. Die durchgeführten Simulationen vertiefen unser Verständnis der Wechselwirkung von Turbulenz und Gravitation im Rahmen der Sternentstehung. Weitere erstrebenswerte Schritte wären die genauere Berücksichtigung der Kühlprozesse innerhalb der Molekülwolke und die Implementation der Winde massereicher O-Sterne.

Das Auftriebsgebiet vor Namibia ist eines der produktivsten Gebiete der Weltmeere. Die hohe organische Flußrate zur Sedimentoberfläche kann nicht vollständig abgebaut werden. Im inneren bis mittleren Schelfbereich akkumulieren dadurch hoch organische, bis zu 14 m mächtige, Diatomeenschlicke (EMEIS et al. 2004). Hier kommt es durch bakterielle Aktivität zur Sauerstoffzehrung bis zur Anoxis, zusammen mit der Bildung von Schwefelwasserstoff und Methan (EMEIS et al. 2004, WEEKS 2004). In solchen Sedimenten spielt die Denitrifizierung eine bedeutende Rolle im Stickstoffkreislauf (TYRRELL & LUCAS 2002). Die Denitrifizierung war lange Zeit nur von Bakterien bekannt, allerdings konnte sie mittlerweile auch für Foraminiferen nachgewiesen werden (RISGAARD-PETERSON et al. 2006, HØGSLUND et al. 2008). Nur in den am stärksten an Sauerstoff verarmten Sedimenten (O2 ≤ 0,3 ml l-1) des Diatomeengürtels vor Namibia wurde die Benthosforaminiere Virgulinella fragilis lebend (gefärbt) aufgefunden (vgl. auch ALTENBACH et al. 2002). Diese ist als Art bekannt, welche an ein sauerstoffarmes und sulfidisches Milieu angepasst ist (BERNHARD 2003) und damit als Proxy für solche Extremenhabitate gelten kann. Die bearbeiteten Proben wurden während der Ausfahrt M57 des Forschungsschiffes Meteor im Jahr 2003 im Zuge des DFG-Projekts Al 331/14-1 in 29-2074 m Wassertiefe vor Namibia gewonnen. Anhand der Proben konnten die Verteilungsmuster der Benthosforaminiferen des Diatomeengürtels und der anliegenden Bereiche verglichen werden. Hierfür wurden taxonomische und faunistische Auswertungen mit physikalischen und chemischen Analysen verglichen. Anhand der vorliegenden Ergebnisse kann der namibianische Schelf in vier Siedlungszonen (Gruppen A bis D) eingeteilt werden. Die A-Gruppe umfasst die flachsten Stationen, die von terrigenen Eintrag und Hydrodynamik stark geprägt sind. Die Stationen der D-Gruppe liegen im äußeren Schelf und am Kontinentalhang. Die Foraminiferen-Assoziationen und die geochemischen Parameter dieser Gruppe tendieren zu normal marinem Milieu. Die Stationen des Diatomeengürtels werden in die B-Gruppe mit lebenden Virgulinella fragilis und die C-Gruppe mit toten V. fragilis geteilt. Die Sauerstoffgehalte der B-Gruppe liegen nicht über 0,3 ml l1-, ansonsten können die beiden Gruppen B und C anhand der physikalischen und che-mischen Parameter nicht unterschieden werden. Das Auftreten von V. fragilis wird von einem Konsortium von drei weiteren Foraminiferen-Arten umrahmt. Ihr sporadisches, aber gemeinsames Auftreten auch in größerer Sedimenttiefe (bis 19 cm) lässt vermuten, dass sie aufgrund von erhöhten Sauerstoffgehalten an der Sedimentoberfläche in Richtung der Redoxkline in größere Sedimenttiefen migrieren. Auf ein pulsierendes Redoxpotential deuten Schwefelbakterien (SCHULZ & SCHULZ 2005) und sedimentchemische Untersuchungen (BORCHERS et al. 2005) hin. Auch die variierende Anzahl von teratologischen Gehäusen und die extrem niedrigen δ13C-Werten von V. fragilis dürften auf das zeitlich und lokal schwankende Redoxverhältnis zurückzuführen sein. Für zwei Arten des Konsortiums kann fakultative Denitrifizierung angenommen werden (RISGAARD-PETERSON et al. 2006, HØGSLUND et al. 2008). Daher dürfte sich das Konsortium durch temporäre oder persistierende Denitrifizierung ernähren, und somit in den Extremhabitaten Namibias erfolgreich siedeln. Für das Auftriebsgebiet vor Chile konnte dies in situ nachgewiesen werden (HØGSLUND et al. 2008). Die ältesten Vertreter der Gattung Virgulinella sind seit dem Oligozän (HAGN 1952, STOLYAROV 2001) bis in das Pliozän (REVETS 1991) bekannt. Sie zeigen eine extreme morphologische Ähnlichkeit zur rezenten Virgulinella fragilis. Sedimentologische Untersuchungen der namibianischen Schelfsedimente deuten auf reduzierende Verhältnisse seit dem Miozän hin (BATURIN 2002). Somit könnten in der Zukunft tiefer reichende Sedimentprofile eine lückenlose Aufnahme der Morphotypen, und somit der evolutiven Anpassung der Gattung vor Namibia, aufzeigen.

Das Massenspektrum neu entstandener Sterne (IMF) ist von universeller Gueltigkeit. So jedenfalls scheint es in verschiedenen Sternentstehungsregionen in der Milchstrasse, die alle derselben Verteilung aufweisen. Hierbei ist die relative Haeufigkeit von Sternen mit einer Masse von 1M⊙ oder weniger, welche als massearm bezeichnet werden, besonders hoch. Die IMF ist von grundlegender Bedeutung fuer viele Bereiche der Astronomie. Unter Anderem bildet sie die Grundlage fuer die optische Erforschung ferner Galaxien und die Statistik entstehender chemischer Elemente. Dennoch ist ihre Universalitaet bezueglich fremder Galaxien oder bei hohen Rotverschiebungen bislang nicht eindeutig wissenschaftlich belegt, da eine vollstaendige Theorie der Sternentstehung immer noch aussteht. Sternentstehung basiert auf einem aeusserst komplexen, nichtlinearen Wechelspiel von Eigengravitation, Hydrodynamik und Druck, sowie von Turbulenz, Strahlung, Magnetfeldern und der Chemie von Staub und Gas. Erschwerend kommt hinzu, dass junge Sterne in die Molekuelwolke, aus welcher sie entstehen, eingebettet sind. Daher sind sie nur mittels Molekuelspektren im Radio-Wellenlaengenbereich zu beobachten. Eine vielversprechende Moeglichkeit umden Sternentstehungsprozess letztendlich zu durchschauen ergibt sich mittels Computersimulationen. Abgesehen von den vielen physikalischen Prozessen liegt die numerische Herausforderung in der grossen Aenderung der Laengenskala (um mehr als sieben Groessenordnungen), sowie der Dichte (um mehr als 20 Groessenordnungen) waehrend des Kollapses eines dunklen Wolkenkerns. Aus diesem Grund wurden im Rahmen dieser Doktorarbeit nur Eigengravitation, Hydrodynamik, und Turbulenz in Betracht gezogen. Eine geeignete Methode zur Berechnung des Kollapses prestellarer Kerne ist die sogenannte Smoothed Particle Hydrodynamics Methode, ein Teilchen-basiertes Schema, welches die hydrodynamischen Gleichungen in ihrer Lagrangeschen Form loest. Die Simulationen sind vollstaendig dreidimensional. Da eine direkte Berechnung des Strahlungstransports derzeit immer noch zu zeitintensiv, jedoch die Beschreibung des Gases durch eine einfache Zustandsgleichung relativ unrealistisch ist, wurde im Rahmen dieser Doktorarbeit eine vereinfachte Beschreibung der Gaskuehlung mittels tabellierter, optisch duenner Molekuellinien integriert. Eine vollstaendige Theorie der Sternentstehung sollte die Entwicklung einzelner Molekuelwolkenkerne (MWK) eindeutig vorhersagen koennen. Dies beinhaltet den Einfluss der Verteilung des Gesamtdrehimpulses des MWKs auf die Multiplizitaet und die akkretierte Masse der entstehenden Sterne. Das Ziel dieser Doktorarbeit ist daher, die dynamische Entwicklung des kollabierenden Kerns sowie die Entstehung protostellarer Scheiben unter verschiedenen Voraussetzungen zu untersuchen, um gegebenenfalls vorhandene Abhaengigkeiten von Scheibenstruktur und physikalischen Anfangsbedingungen in der Gaswolke zu identifizieren. Im Fall starr rotierender MWKs ist dies moeglich. Die durchgefuehrten Simulationen ergeben, dass sich als Funktion des Anfangsdrehimpulses eindeutig bestimmen laesst, wie groß, konzentriert und warm eine protostellare Scheibe sein wird. Je groesser der Drehimpuls j, desto groesser und kuehler auch die Scheibe. Ab einem bestimmten j bilden sich ausgepraegte Spiralarme und die Scheibe fragmentiert. Bei kleinerem j ist die Scheibe sehr konzentriert und heizt sich daher auf. Der zusaetzliche thermischen Druck wirkt stabilisierend, weswegen die Fragmentation unterdrueckt wird. In Abhaengigkeit von Radius, j und Masse des MWKs ist es moeglich mittels einer einfachen analytischen Abschaetzung eine mittlere Scheibendichte zu berechnen und diese durch eine detaillierte Analyse mehrerer Simulationen grundsaetzlicher gleicher Kerne mit unterschiedlichem j zu ’eichen’. Untersucht wurde die mittlere Scheibendichte fuer die Fragmentation eintritt bzw. unterdrueckt wird. Im Vergleich mit Beobachtungen von dunklen MWKs fuehrt die berechnete kritische mittlere Scheibendichte zu einem sehr geringen Anteil an Kernen fuer welche eine spaetere Scheibenfragmentation vorhergesagt wird: nur 13%. Verglichen mit der beobachteten Multiplizitaetsrate junger, massearmer Sterne (30% - 50% in Abstaenden von 14AU-1400AU) ist dieser Wert viel zu klein. Unter der Annahme effizienterer Gaskuehlung waere die kritische mittlere Scheibendichte fast um drei Groeßenordnungen hoeher, was die Fragmentation maßgeblich beguenstigen wuerde. Das Fragmentationsverhalten protostellarer Scheiben scheint also von den lokalen thermodynamischen Eigenschaften des Gases bestimmt zu sein. Mit turbulenten Anfangsbedingungen gestaltet sich die Scheibenentstehung und Entwicklung vollkommen anders. In diesem Fall ergibt sich keine Korrelation von Groeße, Konzentration oder Durchschnittstemperatur der Scheibe mit dem Anfangs-Drehimpuls der Gaswolke. Unter dem Einfluss von Turbulenz wird das aufgesetzte hydrostatische Gleichgewicht der Wolke von Anfang an maßgeblich gestoert. Im Wechselspiel mit der Eigengravitation des Gases bildet sich in jeder Simulation ein langgezogenes Filament, welches lokal sehr dicht wird. In dichten Filamentgebieten kann die lokale Jeans Masse waehrend des weiteren Kollapses ueberschritten werden und dort entstehen protostellare Objekte. Vergleichbar mit dem Kollaps duenner, sehr flacher Ellipsoide findet sich der Protostern oftmals in einer Ecke des Filaments. Im Vergleich zur umgebenden Scheibe wachsen die Protosterne im Mittel viel schneller als im starr rotierenden Fall. Die entstehenden protostellaren Scheiben sind viel kleiner, obgleich kuehl. Trotzdem sind sie nicht gravitativ instabil. Durch den turbulenten, aber kontinuierlichen Gaseinfall wird die Scheibe in vertikaler Richtung gestoert und erscheint daher dicker als im Fall des starr rotierenden Kollapses. Interessanterweise fragmentieren auch in diesem Fall nur 16% aller MWKs. Obwohl Turbulenz den Kollaps maßgeblich beeinflußt aehnelt dieser Wert dem vorhergesagten Wert fuer Kerne im starr rotierenden Fall. Diese Uebereinstimmung kann wiederum als Hinweis darauf gewertet werden, dass die lokalen thermodynamischen Eigenschaften des Gases die tatsaechliche Fragmentation ermoeglichen. Die im Rahmen dieser Doktorarbeit gewonnene Erkenntnisse geben tiefe Einblicke in die Dynamik der Entstehung und fruehen Entwicklung von protostellaren Scheiben. Sie zeigen numerische Schwaechen, ebenso wie physikalische Kritikpunkte in modernsten Simulationen des Sternentstehungsprozesses auf. Daher bilden sie die Basis fuer kompliziertere Rechnungen und sind ein weiterer Schritt in Richtung einer vollstaendigen Theorie der Sternentstehung.