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Abstract

Einleitung 1. Ein allgemeiner Überblick 1.1 Galaktische Populationen 1.2 Sternhaufen und Haufenisochronen 1.3 Galaktische und extragalaktische Population II 1.4 Das Problem der Population III 1.5 Ziele für Pop. II-Evolutionstheorien 2. Das physikalische Szenario 2.1 Grundlegende Evolutionsbedingungen 2.2 Thermonukleare Reaktionen 2.3 Der mathematische Ansatz 2.4 Konvektion in Sternen 2.5 Evolutionsberechnungen 2.6 Die Theorie der stellaren Strukturen 3. H-Brennphasen in alten Populations-II-Sternen 3.1 Die Definition der ZAMS 3.2 Populations-II-Hauptreihen 3.3 Die kanonische H-Brennphase 3.4 Theoretische Isochronen 3.5 Evolutionsindikatoren 4. Heliumverbrennungsphasen 4.1 Der He-Blitz und die Annäherung an die ZAHB 4.2 ZAHB und Massenverlust 4.3 Die Hauptphase des zentralen He-Brennens 4.4 Die Erschöpfung des zentralen He und die AGB-Phase 4.5 Beobachtungsnachweise für eine fortgeschrittene Evolution 5. Entwicklungsbedingungen für massearme Sterne 5.1 Beobachtungsparameter 5.2 Das Heliumproblem 5.3 Die R-Methode 5.4 RR Lyrae: der Pulsationstest 5.5 Synthetische HBs 6. Die Interpretation von Beobachtungsdaten 6.1 Ein historischer Überblick 6.2 Der RR Lyrae arme Haufen NGC6752 6.3 RR Lyrae reiche Haufen und das Rötungsproblem 6.4 Aufbrechen des kanonischen Rahmens. Der zweite Parameter 6.5 Das gegenwärtige theoretische Problem 6.6 Offene Fragen 7. Massive Population II Sterne 7.1 Warum junge Pop. II-Sterne? 7.2 Die Entwicklung von mittelgroßen und massereichen Sternen 7.3 Mittelgroße Sterne: die Kohlenstoffdetonation 7.4 Massereiche Sterne 8. Metallarme Sterne und galaktische Entwicklung 8.1 Die Spielregeln 8.2 Von Population II zu Population III 8.3 Extrem metallarme und Pop. IIII-Sterne mit geringer Masse 8.4 Sterne mittlerer Masse der Pop. III-Sterne und SNs. 1 1/2 9. Ein Szenario für Population II Stellare Astrophysik