Zur Entstehung von Sternen und protoplanetaren Scheiben Wir entwickeln einen gitterbasierten strahlungshydrodynamischen Code in axialer Symmetrie und modellieren den Kollaps eines rotierenden Molekülwolkenkerns. Als Anfangsbedingung dient eine überkritische Bonnor Ebert Sphäre mit einer Sonnenmasse die mit einem maximalen Zentrifugalradius von 100 AE starr rotiert. In einer Parameterstudie variieren wir die verwendete beta Viskosität um den Einfluß der turbulenten Viskosität und des entsprechenden viskosen Drehimpulstransportes zu untersuchen. Nach der anfänglichen Kontraktion der Molekülwolke und der anschließenden Bildung eines rotierenden quasihydrostatischen ersten Kerns hängt die weitere Entwicklung von der Größe der turbulenten Viskosität ab. Ohne Viskosität entwickelt sich eine zunehmend flachere Akkretionsscheibe die in mehrere Ringe fragmentiert von denen einer schließlich gravitativ kollabiert. Für log beta= 4 bildet sich ein einzelner Ring der aufgrund der Wasserstoffdissoziation kollabiert. Bei log beta= 3 bildet sich ein zentraler Protostern nach der Wasserstoffdissoziation als Ergebnis einer säkularen Instabilität auf thermischer Zeitskala. Der erste Kern wird durch den Protostern langsam erwärmt aber nicht zerstört. Für log beta= 2 entsteht der Protostern aus einer dynamischen Instabilität heraus und akkretiert kurzzeitig viel Material. Durch die entsprechende Wärmewirkung wird die Struktur des ersten Kerns vollständig zerstört und die Materie bis auf Radien von 500 AE ausgeworfen. Nach etwa 10 000 Jahren wird das Material reakkretiert und bildet dann eine massereiche protoplanetare Scheibe.