TY  - GEN
N2  - 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.
UR  - https://archiv.ub.uni-heidelberg.de/volltextserver/7500/
A1  - Gamgami, Farid
KW  - epsilon Mechanismus 
KW  -  Population-III-Sterne 
KW  -  Stabilität 
KW  -  Massengrenze 
KW  -  Massenverlustepsilon mechanism 
KW  -  population III stars 
KW  -  stability 
KW  -  mass limit
KW  -  mass loss
ID  - heidok7500
Y1  - 2007///
TI  - Stabilitätsverhalten massereicher Population-III-Sterne
AV  - public
ER  -