Dissertation
Thermonukleares Brennen und Mischen mit einer zeitabhängigen Konvektionstheorie in massereichen Population-III-Sternen

Christian W. Straka

Zusammenfassung:

Die erste Generation von Sternen im Universum, die hypothetischen Population-III-Sterne, sollten sich aus reinem Wasserstoff-Helium-Gas frei von schweren Elementen gebildet haben. Die (quasi-)hydrostatische Entwicklung dieser Sterne wird im Massenbereich 15 Msun - 150 Msun untersucht, angefangen von der Vorhauptreihe bis zum Ende des Hauptreihenstadiums.

Wegen der anfänglichen Abwesenheit von CNO-Elementen sowie der geringen Effizienz des pp-Brennens erreichen alle massereichen Population-III-Sterne die Hauptreihe im Vergleich zu "normalen" Sternen als deutlich kompaktere und heißere Objekte. Population-III-Sterne mit Massen oberhalb von 30 Msun kontrahieren bis zu Zentraltemperaturen von 108 K, produzieren im 3-alpha-Prozess Kohlenstoff und lassen sich im Modus des heißen CNO-Brennens auf der Hauptreihe nieder. Population-III-Sterne im Bereich 15 Msun - 30 Msun erreichen die Hauptreihe im pp-Brennen, doch übernimmt auch hier der CNO-Zyklus noch im Hauptreihenstadium die Energieproduktion .

Die hohe Temperatur dieser Sterne führt zur Koppelung der konvektiven Mischungszeitskala mit den Zeitskalen der Protoneneinfänge und der beta-Zerfälle im CNO-Zyklus. Das Mischen kann nicht mehr als instantan innerhalb der Konvektionszonen angenommen werden. Ein neu entwickelter Sternentwicklungscode, der auf dem Softwarepaket LIMEX aufsetzt, integriert die Sternaufbaugleichungen zusammen mit einem zeitabhängigen Kernreaktionsnetzwerk, zeitabhängigem Mischen und einer zeitabhängigen Konvektionstheorie erstmals vollständig gekoppelt und implizit.

Die verbesserte Modellierung der Kernreaktionen und des Mischens wirkt sich nur in der räumlichen Verteilung der CNO-Elemente aus, die 10% - 20% von einer homogenen Durchmischung abweicht. Die verwendete zeitabhängige Konvektionstheorie führt in allen Modellen zu größeren Konvektionszonen im Vergleich zu bestehenden Rechnungen. Daraus resultieren längere Lebensdauern auf der Hauptreihe und größere Heliumkerne mit möglichen Auswirkungen auf die Endstadien dieser Sterne und die Metallanreicherung der folgenden Sterngenerationen.




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