Download Biennial Report 2006 – 2007

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Die zweiten Sterne
Numerische Simulationen haben gezeigt, dass die ersten
im Universum entstandenen Sterne sehr massiv waren,
mit typischen Massen zwischen 10 und 100 Sonnenmassen. Beobachtungen alter Sterne im Galaktischen
Halo zeigen aber, dass in späteren Perioden der Sternentstehung Sterne mit kleineren Massen (vergleichbar mit der
Sonnenmasse) gebildet wurden. Es wird angenommen,
dass die-se Veränderung durch die Verschmutzung des
sternformenden Gases mit schweren Elementen („Metallen“) und Staub verursacht wurde, die von den ersten Supernovae herrührt. Zwei verschiedene Szenarien werden
diskutiert: Zum einen ist es die zusätzliche Kühlung durch
atomare Feinstrukturlinien, die eine Fragmentierung des
Gases und die Bildung massearmer Sterne erlaubt. Zum
anderen wird diese Funktion vom Staub übernommen.
In den letzten Jahren haben wir beide Szenarien mit
Hilfe von hochaufgelösten hydrodynamischen (SPH) Simulationen studiert. Die Rolle der Feinstruktur-Kühlung
bleibt trotz unserer eingehenden Untersuchungen unklar.
Unter bestimmten Bedingungen kann sie die Fragmentierung fördern, bei anderen bleibt sie ineffektiv. Um ihre
Rolle besser zu verstehen, müssen wir zuerst ein besseres Verständnis der Einwirkung der ersten Sterne auf ihre
lokale Umgebung entwickeln. Andererseits ist die Wichtigkeit der Staubkühlung klar erwiesen (Abb. 4). Unsere
Ergebnisse zeigen, wie effektiv diese die Entstehung von
kompakten Protosternhaufen ermöglicht, sogar wenn relativ wenig Staub im Gas enthalten ist.
Massenbestimmung für nahe
offene Sternhaufen
Die kombinierte astrometrische/photometrische Analyse der
Zugehörigkeit der Sterne zu 650 offenen Sternhaufen, die
im globalen Katalog ASCC-2.5 detektiert wurden, erlaubte
die Untersuchung der radialen stellaren Dichteverteilung
bei 236 Haufen innerhalb einiger Kiloparsec von der Sonne.
Die Haufenmassen wurden aus den Gezeitenradien abgeleitet, die durch Anpassung von 3-Parameter King-Profilen
an die beobachtete integrierte Dichteverteilung ermittelt
wurden (Abb. 5). Dabei wurden verschiedene Stichproben
von Mitgliedern verwendet. Die Kern- und Gezeitenradien
liegen typischerweise bei etwa 1,5 pc bzw. 7-10 pc. Während der Kernradius mit einem typischen relativen Fehler
zwischen 15% und 50% bestimmt wurde, lag der Wert für
die Gezeitenradien meist unter 20%. Die Haufen enthalten typischerweise zwischen 50 und 1.000 Sonnenmassen. Die Haufenmassen wurden in der Hälfte der Fälle
mit einem relativen Fehler von unter 50% ermittelt. Diese
Massenbestimmungen können benutzt werden, um die
Verteilungsfunktion der Haufenmassen abzuleiten (bzw.
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Fig. 5: Open clusters radial profiles. The crosses show the data corrected
for the background. The solid curve is the fitted King profile, the dotted
curve (yellow) is the total profile not corrected for background. The vertical
lines indicate the derived radii. The solid lines show core radii, the dashed
lines tidal radii (empirical parameters with blue colour, fitted data in red).