English Title: Chemical Evolution of Low Metallicity Objects During the Protostellar Phase

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Abstract

Die Sterne der ersten Generation, sog. PopulationIII-Sterne, sind per Definition jene, die sich aus der primordialen Gasmischung, die im wesentlichen aus Wasserstoff, Helium und winzigen Spuren Lithium und Beryllium bestanden hat, gebildet haben. Ihre besondere chemische Zusammensetzung hat eine andere Entstehung und Entwicklung als man sie bei heutigen Sternen beobachten kann zur Folge. Ein entscheidender Unterschied in ihrer Entstehung liegt in der Abwesenheit der heute wichtigsten Kühler, so dass molekularem Wasserstoff als wichtigstem Kühlagens eine entscheidende Rolle zukommt. Somit besteht eine starke Kopplung zwischen der chemischen, thermischen und dynamischen Entwicklung des Gases. In der vorliegenden Arbeit wurde die protostellare Phase der Entstehung von PopulationIII-Sternen, ausgehend von einer homogenen, ruhenden Wolke bis zu Akkretionsphase, mit Hilfe von sphärisch symmetrischen numerischen Simulationsrechnungen modelliert. Hierbei wurden die Hydrodynamik, der Strahlungstransport in grauer Näherung und die chemische Entwicklung des Gases erstmals konsistent in einem Modell mit impliziter Zeitintegration implementiert. In einer Reihe von Modellrechnungen mit unterschiedlichen Anfangswerten wurden die Auswirkungen der chemischen Zusammensetzung auf die Entwicklung des Gases untersucht, darüber hinaus wird durch Verwendung unterschiedlicher Opazitäten des Gases der primordiale mit dem heutigen Fall verglichen.

Translation of abstract (English)

First generation stars, so called Population III stars, by definition are those that formed out of the primordial gas mixture, which was composed of hydrogen, helium and very small trace amounts of lithium and beryllium. Due to their singular chemical composition the formation and evolution of Population III stars differed from that of present-day stars. One significant difference during their formation is the absence of today's most important coolants, so that molecular hydrogen plays an essential role as the main cooling agent. Therefore there is a strong coupling between the chemical, thermal and dynamical evolution of the gas. This thesis presents the modelling of the protostellar phase of Population III star formation, starting with an homogeneous, stationary cloud going until the accretion phase using spherically symmetric simulations which include the hydrodynamics, radiation transport in grey approximation, and chemical evolution, for the first time consistently implemented in one model that uses an implicit scheme for the time integration. In a series of model calculations with different initial values the impact of the chemical composition on the evolution of the gas is explored; furthermore a comparison between the primordial and the present day's case is performed using different gas opacities.