German Title: Die Vielfältigkeit der Entstehung von Population III Sternen

Preview	PDF, English Download (127MB) | Terms of use
Preview	PDF, English (Korrigendum) Download (127kB) | Terms of use

Abstract

The aim of this thesis is to improve our understanding of the fragmentation behavior of Population III protostellar disks under the influence of rotation, turbulence, and magnetic fields. We further evaluate consequences that may be inferred for the later evolution of the star-forming halo and its surroundings with respect to protostellar ejections and in terms of the impact of radiative feedback on later chemical enrichment of neighboring halos. In the main part of this thesis, we follow the collapse of a primordial gas cloud until the formation of the first protostar and the creation of a highly gravitationally unstable protostellar disk system. We find that turbulence promotes the fragmentation of the protostellar disk and both rotation and magnetic fields can provide some stabilization against it. While the total mass growth of the collection of protostars is only mildly affected by rotation and turbulence, magnetic fields can have such a strong impact on the dynamical evolution of the disk system that accretion onto the protostars is highly disturbed and their mass growth is significantly reduced. In spite of all the differences, the disk generally breaks up into a protostellar cluster that develops a top-heavy mass function. Interactions between protostars in the cluster are highly dynamical and lead to a considerable number of protostellar ejections. We demonstrate that some of these ejected Population III protostars, even if they continue to accrete for some longer period after they have left the disk environment, continue to have masses of M < 0.8 solar mass. Hence, they have lifetimes longer than the current age of the Universe and thus describe Population III candidates that could still be observable today. In another project, we assess the role of photoevaporation of a pristine halo by a near-by Population III star prior to the supernova explosion of that star. We demonstrate that it is crucial for realistic simulations of metal enrichment to account for the photoevaporation as the radiation ablates and thins out the outer halo layers and thus makes the halo more susceptible to mixing with the metals from the supernova ejecta. In this thesis, we use both analytical estimations and numerical simulations. Further tests are conducted to investigate the performance of our numerical methods and the sensitivity of our results to the numerical resolution. We demonstrate that general trends, in particular when effects of turbulence are examined, cannot be reliably deduced from only a single numerical run. Instead a statistical analysis of an ensemble of realizations based on the same initial conditions needs to be considered.

Translation of abstract (German)

Das Ziel dieser Dissertation ist es, unser Verständnis von Fragmentationsverhalten Population III protostellarer Scheiben unter dem Einfluss von Rotation, Turbulenz und Magnetfeldern zu verbessern. Weiterhin untersuchen wir dieses Thema auf mögliche Konsequenzen für die spätere Entwicklung des Halos, in dem sich das Scheibensystem befindet, und seine Umgebung im Hinblick auf Protosterne, die aus ihrem Entstehungssystem hinausgeschleudert wurden, oder bezüglich des Einflusses von Strahlungsfeedback auf die chemische Anreicherung benachbarter Halos. Im Hauptteil dieser Arbeit folgen wir dem Kollaps einer primordialen Gaswolke bis zur Entstehung des ersten Protosterns und der Bildung einer protostellaren Scheibe. Diese ist hochinstabil aufgrund starker Eigengravitation. Wir finden, dass Turbulenz die Fragmentation der Scheibe begünstigt und sowohl Rotation als auch Magnetfelder stabilisierend auf die Scheibe wirken. Während der Gesamtmassenzuwachs der Protosterne innerhalb der Scheibe nur gering von Turbulenz oder Rotation beeinflusst wird, können Magnetfelder die dynamische Entwicklung der Scheibe so beeinträchtigen, dass die Akkretion der Protosterne extrem gestört und damit ihr weiteres Massenwachstum signifikant eingeschränkt wird. Trotz all dieser Unterschiede bildet sich durch Fragmentation der Scheibe ein Cluster von Population III Protosternen heraus, dessen Massenfunktion durch schwere Sterne mehrerer Sonnenmassen dominiert ist (top-heavy mass function). Interaktionen zwischen den Protosternen im Cluster sind hochdynamisch und führen dazu, dass eine beträchtliche Anzahl der Protosterne aus dem Scheibensystem, in dem sie entstanden sind, hinausgeschleudert wird. Wir verfolgen deren weitere Entwicklung auf ihrem Weg an den Rand des Halos und zeigen, dass der Großteil von ihnen trotz fortgeführter Akkretion eine Masse kleiner als M < 0.8 Sonnenmassen beibehält. Population III Sterne dieser Masse haben eine Lebenszeit, die das gegenwärtige Alter des Universums übersteigt, und könnten daher bis heute überlebt haben und damit noch beobachtbar sein. In einem weiteren Projekt betrachten wir die Photoevaporation eines Halos durch einen externen Population III Stern in seiner Nachbarschaft. Wir analysieren, welche Bedeutung dieser Prozess für die weitere Entwicklung des Halos hat, wenn dieser durch die anschließende Supernova des Population III Sterns mit Metallen angereichert wird. Wir zeigen, dass die Modellierung der Photoevaporation von Wichtigkeit ist, da durch diesen Prozess die Gasschichten innerhalb des Halos von außen nach innen ausgedünnt werden und dadurch Metalle der Supernova tiefer in den Halo eindringen und sich besser mit dem Gas im Halo vermischen können. In dieser Doktorarbeit werden sowohl analytische Abschätzungen als auch numerische Simulationen verwendet. Weiterhin überprüfen wir die Qualität unserer numerischen Methoden und wir testen die Empfindlichkeit unserer physikalischen Ergebnisse auf Änderungen der numerischen Auflösung. Wir zeigen, dass keine verlässlichen allgemeinen Trends aus einer einzigen Simulation gefolgert werden können, besonders wenn Effekte von Turbulenz in die Simulation einfließen. Stattdessen sollte eine statistische Analyse eines Ensembles aus Simulationen gleicher Anfangsbedingung herangezogen werden.