Englische Übersetzung des Titels: Thermonuclear burning and mixing with a time-dependend convection theory in massive Population III stars

Vorschau

PDF, Deutsch Download (3MB) | Nutzungsbedingungen

Abstract

Die erste Generation von Sternen im Universum, die hypothetischen Population-III-Sterne, sollten sich aus reinem Wasserstoff-Helium-Gas frei von schweren Elementen gebildet haben. Die (quasi-)hydrostatische Entwicklung dieser Sterne wird im Massenbereich 15 Sonnenmassen bis 150 Sonnenmassen untersucht, angefangen von der Vorhauptreihe bis zum Ende des Hauptreihenstadiums. Wegen der anfaenglichen Abwesenheit von CNO-Elementen sowie der geringen Effizienz des pp-Brennens erreichen alle massereichen Population-III-Sterne die Hauptreihe im Vergleich zu 'normalen' Sternen als deutlich kompaktere und heissere Objekte. Population-III-Sterne mit Massen oberhalb von 30 Sonnenmassen kontrahieren bis zu Zentraltemperaturen von 100 Millionen Kelvin, produzieren im Drei-Alpha-Prozess Kohlenstoff und lassen sich im Modus des heissen CNO-Brennens auf der Hauptreihe nieder. Population-III-Sterne im Bereich 15 Sonnenmassen bis 30 Sonnenmassen erreichen die Hauptreihe im pp-Brennen, doch uebernimmt auch hier der CNO-Zyklus noch im Hauptreihenstadium die Energieproduktion. Die hohe Temperatur dieser Sterne fuehrt zur Koppelung der konvektiven Mischungszeitskala mit den Zeitskalen der Protoneneinfaenge und der Beta-Zerfaelle im CNO-Zyklus. Das Mischen kann nicht mehr als instantan innerhalb der Konvektionszonen angenommen werden. Ein neu entwickelter Sternentwicklungscode, der auf dem Softwarepaket LIMEX aufsetzt, integriert die Sternaufbaugleichungen zusammen mit einem zeitabhaengigen Kernreaktionsnetzwerk, zeitabhaengigem Mischen und einer zeitabhaengigen Konvektionstheorie erstmals vollstaendig gekoppelt und implizit. Die verbesserte Modellierung der Kernreaktionen und des Mischens wirkt sich nur in der raeumlichen Verteilung der CNO-Elemente aus, die 10 Prozent bis 20 Prozent von einer homogenen Durchmischung abweicht. Die verwendete zeitabhaengige Konvektionstheorie fuehrt in allen Modellen zu groesseren Konvektionszonen im Vergleich zu bestehen

Übersetzung des Abstracts (Englisch)

The first generation of stars in the universe, the hypothetical Population III stars, are believed to have formed out of pure hydrogen-helium gas with negligible amounts of heavy elements. The (quasi-)hydrostatic evolution of these stars in the mass range 15 solar masses to 150 solar masses is studied starting from the pre-main sequence until the end of the main-sequence phase. Compared to 'normal' stars, both the initial absence of CNO elements and the small temperature dependence of pp burning lead to more compact and hotter objects on the main sequence for all massive Population III stars. Above 30 solar masses, Population III stars contract to central temperatures of 100 million Kelvin, produce carbon via the triple-alpha process and settle on the main sequence in the mode of hot CNO burning. In the range of 15 solar masses to 30 solar masses the main sequence is reached with pp burning but even in these cases CNO-burning takes over during the main-sequence phase. The hot temperature of these stars leads to the coupling of the convective mixing timescale and the timescales of proton capture and beta-decay reactions of the CNO-cycle. The assumption of instantaneous mixing across convective regions is not fulfilled. For the first time, a newly developed stellar evolution code utilizing the sofware package LIMEX integrates the stellar structure equations together with a time-dependent nuclear reaction network, time-dependent mixing and a time-dependent theory of convection fully coupled and implicitly. The improved modeling of nuclear reactions and mixing only changes the spatial distribution of CNO elements that deviates 10 percent to 20 percent from homogeneity. In all models the employed time-dependent theory of convection leads to larger convection zones compared to other work. This results in longer main-sequence lifetimes and larger helium cores with possible consequences for the final stages of these stars and the metal fee