POPULATION III- STERNE

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1 POPULATION III- STERNE Aufbau und Entwicklung der Galaxis I UE WS 12/13 Nadja Lampichler

2 Überblick Was sind Population III-Sterne? Entstehung Kühlung Zeitpunkt der Entstehung Auswirkungen auf heutiges Universum Endstadien der Population III-Sterne Paarinstabilitätssupernovae

3 Was sind Population III-Sterne? Population = Untermenge von Sternen mit ähnlichen Eigenschaften Population I-Sterne: Z~0.02 Population II-Sterne: Z~0.001 Population III-Sterne: Z=0? hypothetische Sternpopulation

4 Nach dem Urknall: ~75% H, ~25% He, Spuren von Li keine Metalle Annahme: die ersten Sterne entstanden nur aus H und He Pop II-Sterne: die ältesten bisher beobachteten Sterne - in ihren Spektren jedoch schon Metalle Schlussfolgerung: es gab eine noch ältere Generation von Sternen

5 Bildung von Pop III-Sternen Dichteschwankungen der Materie und Dunklen Materie im frühen Universum Materie durch Strahlungsdruck zunächst geglättet, Dunkle Materie war jedoch immun dagegen und verklumpte Entwicklung eines Netzwerkes aus filamentartigen Strukturen

6 Materie wurde gravitativ angezogen und sammelte sich an diesen Strukturen an Es entstanden knotenartige Verdichtungen, die sich gravitativ zusammen zogen Dabei auf über 1000 K erhitzt

7 Kühlung Kühlung durch H 2 H 2 kollidierte mit H-Atomen e - angeregt bei Abregung Infrarot-Strahlung emittiert Wolken auf 200 bis 300 K gekühlt

8 Jeans-Masse M J : stark von Temperatur abhängig M J von Pop III-Sternen sehr viel größer als von heutigen Sternen Wahrscheinlich keine bzw. nur sehr geringe Fragmentierung Das heißt: Pop III-Sterne waren sehr massereich: weniger als 100 bis zu 1000 Sonnenmassen!

9 Materie kontrahierte zu rotierenden Klumpen Simulationen: Klumpen waren wahrscheinlich flach und scheibenförmig Materie wurde von Dunkler Materie getrennt diese blieb verstreut außerhalb Minihalos aus Dunkler Materie mit ca Sonnenmassen Miniaturausgaben von Spiralgalaxien

10 Stacy et al., 2012

11 Die dichtesten Klumpen kollabierten zu den ersten Sternen Protosterne akkretierten relativ schnell viel Masse bis Kernschmelzung einnsetzte

12 Zeitpunkt der Entstehung Wann gab es die ersten Sterne? Verschiedene Annahmen, aber wahrscheinlich etwa Mio. Jahre nach dem Urknall Ende vom Cosmic Dark Age

13 Auswirkungen auf heutiges Universum Quelle der ersten Metalle Anreicherung des primordialen Gases Universum erhielt neue Eigenschaften Kühlung durch Metalle viel effizienter beeinflusst Wolkenbildung und Sternentstehung

14 Chemische Verbindungen von Metallen, z.b. Siliziumdioxid Bildung von Staub (Kühlung) Durch effizientere Kühlung: Bildung von Sternen mit geringeren Massen möglich

15 Reionisation Pop III-Sterne: sehr heiß Oberflächentemp. von bis zu K möglich Überwiegend UV-Strahlung abgestrahlt umgebendes Gas wurde ionisert: Zeitalter der Reionisation (ca Mio. Jahre nach dem Urknall)

16

17 Endstadien von Pop III-Sternen Sehr kurzlebig: viele nur 3-4 Mio. Jahre alt M S : Paarinstabilitätssupernovae M S : Kernkollapssupernovae und >260 M S : Schwarzes Loch Bei SN-Explosionen Großteil des Materials weggeschleudert Anreicherung des IGM

18 Paarinstabilitätssupernova Stern kollabiert nicht zu einem kompakten Objekt, sondern wird vollkommen zerrissen PISNs sind möglich, wenn Vorgängerstern sehr,sehr metallarm ist und eine bestimmte Masse hat Erzeugung von Elektron-Positron-Paaren Explosionsartiges Sauerstoff- und Siliziumbrennen sehr hoher Druck

19 Mögliche PISN-Kandidaten SN 2006gy (NGC 1260): 240 Mio. Lichtjahre SN 2007bi (Anon J ): 1,7 Mrd. Lichtjahre

20 Beobachtung In weit entfernten Galaxien heute noch nicht möglich Weitere Möglichkeit: massearme Pop III- Sterne, die aus ihrem DM-Minihalo hinaus gestoßen wurden könnten heute noch existieren

21 Noch viele offene Fragen Einfluss der Rotation? IMF der Pop III-Sterne?

22 Referenzen Stacy et al., Rotation and Internal Structure of Population III Protostars, Mon. Not. R. Astron. Soc. 000 (2012), pp Larson R., Bromm V., The First Stars in the Universe, Scientific American (2009):

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