Deutsche Übersetzung des Titels: Einfluss niedriger Metallizität auf die anfängliche stellare Massenfunktion

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Abstract

A fundamental question in the context of structure formation concerns the transition from massive primordial stars to Population I/II stars with typical masses of less than 1 M_Sol, and in particular the physical mechanisms inducing this transition.

The purpose of this work is to study the physical mechanisms that shape the stellar IMF at the early stages of the Universe. With this aim, we perform a set of eight hydrodynamic simulations that include sink particles representing contracting protostars. Evidence for fragmentation was found in all cases, and hence we conclude that there is no critical metallicity below which fragmentation is impossible. Nevertheless, there is a clear change in the characteristic mass of the clouds at Z = 10^-4 Z_Sol.

Moreover, we develop a model for the stellar IMF, which accounts for the evolution of simulated clusters. With that, we can recover results from hydrodynamic simulations, and also observations of the Orion Nebulae Cluster. Finally, we find that the resultant stellar mass distribution is highly dependent on the characteristic mass of the cluster, and the mode of mass accretion.

Übersetzung des Abstracts (Deutsch)

Eine fundamentale Frage im Zusammenhang mit Strukturentstehung beschäftigt sich mit dem Übergang von massereichen primordialen Sternen zu Sternen der Population I/II mit typischen Massen von weniger als 1 M_Sol und insbesondere mit dem physikalischen Mechanismus, welcher diesen Übergang einleitet.

Thema dieser Arbeit ist es die physikalischen Mechanismen zu untersuchen, die einen solchen Übergang zur Folge haben und die stellare IMF in den frühen Stadien des Universums formen. Mit diesem Ziel führen wir eine Reihe hydrodynamischer Simulationen durch, welche sogenannte Sink-Teilchen enthalten, die kontrahierende Protosterne repräsentieren.

Insgesamt werden acht Simulationen durchgeführt. In allen Fällen finden wir Hinweise auf Fragmentierung, weshalb wir schlussfolgern, dass es keine kritische Metallizität gibt, unterhalb welcher Fragmentierung unmöglich ist. Dennoch gibt es eine deutliche Veränderung der charakteristischen Masse der Wolken bei Z = 10^-4 Z_Sol.

Ausgehend von der Entwicklung der simulierten Cluster entwickeln wir ein Modell für die stellare IMF. Damit können wir Ergebnisse von Simulationen sowie Beobachtungen des Orion Nebel Clusters erklären. Abschließend finden wir, dass die resultierende stellare Massenverteilung stark von der charakteristischen Masse des Clusters und von der Art der Massenakkretion abhängt.