Das Ziel dieser Arbeit ist, die Rolle der interstellaren Turbulenz für die Sternentstehung besser zu verstehen. Dazu wurde der Mechanismus der turbulenten Energieerzeugung, das Treiben der Turbulenz, mit Hilfe hydrodynamischer Simulationen untersucht. In einem systematischen Vergleich wurden die beiden Extremfälle turbulenten Treibens betrachtet: solenoidales (diver- genzfreies) Treiben und komprimierendes (rotationsfreies) Treiben. Ich zeige, dass sowohl die Dichte-, als auch die Geschwindigkeitsstatistiken für diese beiden Fälle jeweils signifikant unter- schiedlich sind. Die fraktale Struktur und die Wahrscheinlichkeitsverteilung der Dichte des turbulenten Gases werden detailliert untersucht. Das Ergebnis ist eine nahezu Gau Dassche Wahrscheinlichkeitsverteilung mit einer Standardabweichung, die für komprimierendes Treiben drei Mal größer ist als für solenoidales Treiben. Die Bedeutung dieses Ergebnisses für analytische Sternentstehungsmodelle wird diskutiert. Ein detaillierter Vergleich mit Beobachtungsdaten zeigt, dass verschiedene Regionen in Molekülwolken Anzeichen für unterschiedliches Treiben der Turbulenz aufweisen, wobei komprimierendes Treiben bevorzugt in expandierenden Schalen dichten Gases beobachtet wird. Um den Gravitationskollaps dichten Gases in numerischen Simulationen verfolgen zu können, wurden akkretierende "Sink Teilchen" in den adaptiven Gittercode FLASH implementiert. Mit Hilfe der Sink Teilchen zeige ich, dass die Sternentstehungsrate durch komprimierendes Treiben um mehr als eine Größenordnung größer ist als durch solenoidales Treiben. Dies ist konsistent mit analytischen Modellen.