%0 Generic
%A Rochau, Boyke
%D 2011
%F heidok:12080
%K Dynamik von Sternhaufen , Sternhaufen der Milchstrasse , Astrometrie , Multi-konjugierte Adaptive OptikDynamics of stellar clusters , Milky Way star clusters , astrometry , multi-conjugated adaptive optics
%R 10.11588/heidok.00012080
%T Young massive star clusters as probes for stellar evolution, cluster dynamics and long term survival
%U https://archiv.ub.uni-heidelberg.de/volltextserver/12080/
%X In dieser Arbeit präsentiere ich eine astrometrische und photometrische Studie von drei jungen und massereichen Sternhaufen in der Milchstrasse um ihre Struktur, Dynamik und Kinematik beschreiben. Ich führe die erste astrometrische Studie eines Galaktischen Starbursthaufens mit Hilfe von HST-WFPC2 durch. Ich leite ein Alter von 1Myr für NGC3603YoungCluster und eine Entfernung von 6.75kpc ab. Die Geschwindigkeitsdispersion liegt bei 4.75±0.8km/s und vergleichbare Geschwindigkeiten bei unterschiedlichen Massen weisen auf einen nicht virialisierten Sternhaufen hin. Der Vergleich von dynamischer und photometrischer Masse deutet auf eine hohe Sternentstehungseffizienz hin und auf dynamische Zeitskalen zeigen, daß sich der Sternhaufen nach wenigen Gyr in das Galaktische Feld auflöst. VLT-MAD Beobachtungen von Trumpler14 zeigen eine homogene AO korrigierte PSF über das 2' Gesichtsfeld. Die photometrische Analyse von Trumpler14 belegt, dass das grösste Sternentstehungereignis des Sternhaufens vor 1Myr stattfand. Die Massenfunktion fällt bei ~0.5Msun ab, konsistent mit der Kroupa-IMF und zeigt einen nicht massensegregierten Sternhaufen bei Sternen von bis zu 3M sun. Nahinfrarotbeobachtungen von RSGC1 zeigen einen elongierten Sternhaufen mit einem Alter von 10±1Myr der an der Spitze des Galaktischen Balken bei einer Distanz von 6kpc liegt. Ich messe einen Kernradius von 1.3±0.4pc und ein Verhältnis von blauen zu roten Überriesen von 2.6±0.4, welches Schlüsselinformationen für die Nach-Hauptreihenentwicklung von massereichen Sternen bietet. In jedem der drei Sternhaufen wurde eine flache Massenfunktion abgeleitet die eine erhöhte Anzahle von massereicheren Sternen in den Kerngebieten der Sternhaufen darstellt.