Ziel dieses Projekts ist es, für protostellare Molekülwolken mit verschiedenen Geschwindigkeits- und Dichteverteilungen Linienprofile und -stärken zu berechnen, die unmittelbar mit räumlich und spektral aufgelösten Beobachtungen verglichen werden können. Sie sollen dazu beitragen, die physikalischen Verhältnisse protostellarer Wolkenkerne in den ersten Phasen der Sternentstehung abzuleiten.

Hierbei stehen in dieser Arbeit diagnostisch wichtige Rotationsübergänge des CS-Moleküls im Vordergrund. Da bei abnehmender Dichte NLTE-Effekte immer wichtiger werden, werden die entsprechenden zeitabhängigen Ratengleichungen in selbstkonsistenter Behandlung des Strahlungstransports im kollabierenden Medium gelöst. Die Rechnungen berücksichtigen sowohl großräumige (durch Rotation und Akkretion) als auch kleinskalige (durch mikroskopische Turbulenzen verursachte) Geschwindigkeitsfelder.

Auf der Basis analytischer Lösungen der 1D-Strahlungstransportgleichung wird ein Verfahren zur Berechnung der lokal emittierten Molekül-Linienintensitäten in einem kollabierenden sphärischen Medium entwickelt. Zur Berechnung der Linienemissionen aus axialsymmetrischen, differentiell rotierenden und kollabierenden Wolken, sowie zum Test der numerischen Resultate für den sphärischen 1D-Fall, wird außerdem die 3D-Strahlungstransportgleichung mittels der Methode der Finiten Differenzen numerisch gelöst. Um den Eingabe-Parameterraum eines rotierenden kollabierenden Systems einzuschränken, werden ferner für den 3D-Fall neue analytische Ausdrücke für die Dichte- und Geschwindigkeitsverteilung einer isothermen Wolke aus den hydrodynamischen Grundgleichungen hergeleitet. Diese Lösungen ergeben sich als Spezialfall aus den ebenfalls abgeleiteten Ausdrücken für entsprechende Sternwinde.

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