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datestamp: 2007-08-14 11:16:29
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status_changed: 2012-08-14 15:22:22
type: doctoralThesis
metadata_visibility: show
creators_name: Gamgami, Farid
title: Stabilitätsverhalten massereicher Population-III-Sterne
title_en: On the stability of massive population III stars
ispublished: pub
subjects: ddc-520
divisions: i-714200
adv_faculty: af-13
keywords: epsilon Mechanismus , Population-III-Sterne , Stabilität , Massengrenze , Massenverlustepsilon mechanism , population III stars , stability , mass limit, mass loss
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.
abstract_translated_text: 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 $10^4\,\mathrm{a}$.
abstract_translated_lang: eng
date: 2007
date_type: published
id_scheme: DOI
id_number: 10.11588/heidok.00007500
portal_cluster_id: p-zah
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ppn_swb: 545594022
own_urn: urn:nbn:de:bsz:16-opus-75008
date_accepted: 2007-07-18
advisor: HASH(0x55fc36bd3de0)
language: ger
bibsort: GAMGAMIFARSTABILITAT2007
full_text_status: public
citation:   Gamgami, Farid  (2007) Stabilitätsverhalten massereicher Population-III-Sterne.  [Dissertation]     
document_url: https://archiv.ub.uni-heidelberg.de/volltextserver/7500/1/main_diss.pdf