Englische Übersetzung des Titels: On the stability of massive population III stars

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Abstract

Ein Charakteristikum der ersten Sterngeneration nach dem Urknall -- der sogenannten Population-III-Sterne -- ist ihre große Masse. Untersuchungen zu ihrer Entstehung sagen Massen von bis zu $1000\, \mathrm{M}_\odot$ voraus. Dies hängt mit einem weiteren Merkmal dieser Sterne zusammen; sie sollen sich aus primordialem Gas gebildet haben, welches bis auf Spuren von Lithium nur aus Wasserstoff und Helium bestand. Es stellt sich die Frage, ob diese postulierten Gebilde überhaupt stabil sind. Zur Beantwortung dieser Frage wurde zunächst eine lineare Stabilitätsanalyse durchgeführt. Diese ergab, daß Population-III-Sterne mit Massen größer als $350\, \mathrm{M}_\odot$ zu Anfang ihrer Hauptreihenentwicklung instabile Moden aufweisen. Als Ursache der Instabilität konnte der $\epsilon$-Mechanismus identifiziert werden. Ferner wurde eine positive Korrelation zwischen Instabilität und der Masse des Sterns gefunden. Sowohl Anwachsrate ($2000\,\mathrm{a}-8000\,\mathrm{a}$) als auch Dauer ($2\cdot10^5\,\mathrm{a}-4\cdot10^5\,\mathrm{a}$) der Instabilität nehmen mit der Masse zu. Eine hydrodynamische Simulation ist notwendig, um die Auswirkungen der instabilen Moden auf den Stern zu untersuchen. Es stellte sich heraus, daß der $\epsilon$-Mechanismus bei den untersuchten massereichsten Sternen ($550\, \mathrm{M}_\odot$ und $750\, \mathrm{M}_\odot$) die äußeren Schichten auf Fluchtgeschwindigkeit beschleunigt. Die Ergebnisse zeigen jedoch einen eruptiven Massenverlust, der sich höchstwahrscheinlich zyklisch ($\sim10^4\,\mathrm{a}$) wiederholt.

Übersetzung des Abstracts (Englisch)

The first generation of stars, the so called population III stars, are known to be very massive. Current theories for the formation of these objects predict masses up to $1000\, \mathrm{M}_\odot$. This is because chemical composition of primordial gas is able to inhibit fragmentation below these masses. This gas consisted mainly of hydrogen and helium with a slight amount of lithium. Its worthwhile to pose, and follow, the question as to whether these stars are stable objects. To answer this, we performed a linear stability analysis, which shows that population III stars with masses above $350\, \mathrm{M}_\odot$ suffer indeed from unstable modes. We demonstrated that the $\epsilon$-mechanism drives this instability during the beginning of the main-sequence evolution phase. A striking feature of the instability is its positive correlation with the mass of the star. The e-folding time ($2000\,\mathrm{a}-8000\,\mathrm{a}$) and the endurance ($2\cdot10^5\,\mathrm{a}-4\cdot10^5\,\mathrm{a}$) of unstable modes increase with increasing mass. To understand the impact of unstable modes on the star, we performed hydrodynamical simulations. This calculation demonstrated that the outer layers of the more massive stars ($550\, \mathrm{M}_\odot$ and $750\, \mathrm{M}_\odot$ in this study) reach escape velocity and hence eject their outer shells. Moreover, the results show an eruptive mass loss which repeats in cycles of about $10^4\,\mathrm{a}$.