Star formation in galaxies and star clusters

Abstract

This thesis is devoted to star formation from galaxy-scales (approx. 10 000 pc) to sub-star cluster-scales (approx. 0.1 pc). I develop and test a new method to derive star formation histories of Galaxies from their star cluster content, in particular the most massive star clusters. This is followed by an application of this method to the Large Magellanic Cloud, where the results of this new method are confirmed with results obtained from counting individual stars. Stars form in a grouped way, in the basic unit of a star cluster, so that both the mass function of stars formed within a star cluster and the mass function of star clusters in a galaxy need to be known for a quantitative description of galaxy-wide star formation. These mass functions have a power-law functional form, for which I develop statistical tools to estimate the parameters and to perform goodness-of-fit tests, with a particular emphasis on the upper mass end. The statistical methods are applied to the star clusters in M51 to investigate the shape of the initial star cluster mass function and the early evolution of it. I also investigate the upper mass end of the stellar initial mass function, both in observations and theory. The analysis of a numerical simulation of star cluster formation (time-evolution of substructure, mass segregation, stellar mass function) concludes this thesis.

Diese Dissertation widmet sich der Entstehung von Sternen, von galaxienweiten Skalen (ca. 10 000 pc) bis zu Sub-Sternhaufen Skalen (ca. 0.1 pc). Ich entwickle und teste ein Verfahren zur Bestimmung der Sternentstehungsgeschichten von Galaxien aus deren Sternhaufenpopulation, insbesondere deren schwerste Sternhaufen. Es folgt die Anwendung dieser Methode auf die Große Magellansche Wolke, wo die Ergebnisse der neuen Methode bestätigt werden durch die Ergebnisse die man erhält vom Zählen einzelner Sterne. Sterne entstehen in Gruppen, in der Basisieinheit eines Sternhaufens, so daß sowohl die Massenfunktion von Sternen, die sich in einem Sternhaufen gebildet haben, als auch die Massenfunktion von Sternhaufen in einer Galaxie bestimmt werden müssen um galaxien-weite Sternentstehung quantitativ zu Beschreiben. Diese Massenfunktion folgen Potenzgesetzen, für welche ich statistische Methoden zur Parameterschätzung und Hypothesentests entwickle unter besonderer Berücksichtigung des oberen Massenbereichs. Die statistischen Methoden werden angewandt auf die Sternhaufen der Galaxie M51 um die Form der anfäglichen Haufenmassenfunktion und deren frühe Entwicklung zu untersuchen. Ich untersuche ebenfalls den oberen Massenbereich der stellaren Anfangsmassenfunktion, sowohl in Beobachtungen und in Theorie. Die Analyse einer numerischen Simulation der Entstehung eines Sternhaufens (Zeitentwicklung von Substruktur, Massensegregation und stellare Massenfunktion) beschließt diese Dissertation.