Englische Übersetzung des Titels: On the AGB-evolution of metal-free and extremely metal-poor intermediate-mass stars

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Abstract

Wir legen eine Serie von Entwicklungsrechnungen für Sterne der Population III zwischen 2 und 10 Sonnenmassen von der Hauptreihe bis zum Heliumschalenbrennen vor. Zwei dieser Modelle verfolgen wir in die thermischen Pulse auf dem Asymptotischen Riesenast (TPAGB).Wir beobachten neben den thermischen Pulsen, dem dritten Dredge-up und dem Hot Bottom Burning insbesondere den »Carbon Ingestion Flash«, der eine Eigenheit extrem metallarmer Sternmodelle ist: Während eines thermischen Pulses entsteht eine zusätzliche Konvektionszone oberhalb der Wasserstoffschalenquelle. Sie reicht bis in kohlenstoffreiche Schichten und induziert so den Einstrom von Kohlenstoff in die noch sehr kohlenstoffarme Wasserstoffschalenquelle. Dadurch wird das Wasserstoffbrennen im CNO-Zyklus stark angefacht, und beide Schalenquellen erreichen gleichzeitig ein Maximum ihrer Aktivität. Dieses Phänomen findet nur bei den ersten thermischen Pulsen statt; durch den Dredge-up wird die Hülle rasch so weit angereichert, dass die weitere Entwicklung normal verläuft. Die Relationen zwischen Kernmasse und Leuchtkraft bzw. Zwischenpulsdauer weichen bei unseren extrem metallarmen Modellen vom solaren Fall ab: Die Leuchtkraft ist um 10 bis 30% geringer, die Zwischenpulsdauer um einen Faktor 6 bis 10 länger. Der vorliegende Code berücksichtigt die Zeitabhängigkeit der konvektiven Mischung und löst alle Gleichungen für den Aufbau und die Entwicklung des Sterns implizit und gekoppelt.

Übersetzung des Abstracts (Englisch)

We present a series of evolutionary calculations for stars of population III with 2 to 10 solar masses from the main sequence to helium shell burning. Two of these models are continued onto the thermally pulsing asymptotic giant branch (TPAGB). We observe thermal pulses, third dredge-up and hot bottom burning as well as the »carbon ingestion flash«; the latter is exclusive to extremely metall poor stellar models: During a thermal pulse, an additional convection zone above the hydrogen shell source develops. This convection zone touches carbon rich layers and thus induces the influx of carbon into the extremely carbon poor hydrogen shell source. Hence, hydrogen burning via the CNO-cycle is strongly enhanced, and both shell sources reach an activity maximum at the same time. This phenomenon only occurs during the very first thermal pulses; the stellar envelope is soon enriched due to the third dredge-up, such that the further evolution is normal. The relations between core mass and luminosity as well as interpulse period in our extremely metall poor models deviate from the solar case: The luminosity is lower by 10 to 30%, the interpulse period longer by a factor 6 to 10. The presented code takes the time dependence of convective mixing into account and solves all equations of stellar structure and evolution implicitly and simultaneously.