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b'Massearme Sterne haben Nullalter-Hauptreihenmassen von ungef\\xe4hr 0.8-8.0 Sonnenmassen. Sobald ihr H und He ersch\\xf6pft\\nist, haben massearme Sterne die Spitze des asymptotischen Riesenastes (AGB) erreicht und werden unter Abwurf ihrer\\nH\\xfcllen zu Zentralsternen Planetarischer Nebel (ZSPNs).\\nDer gr\\xf6\\xdfte Teil dieser Arbeit befasst sich mit der Untersuchung der Sternparameter einer speziellen Auswahl von\\nZSPNs, um die G\\xfcltigkeit der allgemein akzeptierten Kern-Masse-Leuchtkraft Beziehung von ZSPNs weiterf\\xfchrend zu\\npr\\xfcfen. Die Notwendigkeit einer solch kritischen Untersuchung wurde hervorgerufen durch eine Diskrepanz zwischen den\\nbestimmten Sternparametern einer hydrodynamisch selbstkonsistenten UV-Analyse und den Sternparametern, die von planparallelen\\nModelllinienfits an photosph\\xe4rische H und He Absorptionslinien bestimmt werden. Die konsistent bestimmten\\nMassen der UV-Analyse wiesen eine gr\\xf6\\xdfere Bandbreite auf als jene, die von der optischen Analyse unter zu Hilfenahme\\nvon theoretischen post-AGB Entwicklungsverl\\xe4ufen bestimmt wurden.\\nDie Untersuchung wurde unter Verwendung von \\u201dWM-basic\\u201d, einem Code, der die Abweichungen vom lokalen thermodynamischen\\nGleichgewicht in den Atmosph\\xe4ren von heissen Sternen ber\\xfccksichtigt, durchgef\\xfchrt. Dieser Code diente\\nzuvor als Basis f\\xfcr die fr\\xfchere konsistente UV-Analyse von einer speziellen Auswahl von ZSPNs. Zuerst verbesserten\\nwir den Code, indem wir den Starkverbreiterungseffekt einbauten, um damit optische H und He Linien gleichzeitig mit\\ndem UV Spektrum rechnen zu k\\xf6nnen. Dies erlaubte eine selbstkonsistente Neuuntersuchung des masse\\xe4rmsten sowie des\\nmassereichsten Zentralsterns der betrachteten ZSPNs.\\nUnter Verwendung des UV Parametersatzes konnten wir nicht nur das beobachtete UV Spektrum, sondern auch die\\noptischen Linienprofile reproduzieren, die fast identisch waren mit den optischen Sternparametermodellen. Die konsistenten\\nModelle, basierend auf dem optischen Parametersatz, konnten keines der Spektren korrekt reproduzieren. Das Fehlen der\\nKonsistenz zwischen den Stern-und Windparametern des optischen Parametersatzes wird auch deutlich, wenn man einen\\nanderen Untersuchungsansatz verwendet, der auf den dynamischen Windparametern basiert.\\nIn einer weiterf\\xfchrenden Studie verbesserten wir den WM-basic Code nochmals, indem wir das Klumpungsverfahren\\neinbauten. Die St\\xe4rke der optischen Emissionslinien, von der die Massenverlustrate im Fall einer ausschliesslich optischen\\nAnalyse bestimmt wird, h\\xe4ngt vom Quadrat der Dichte ab. Ein m\\xf6gliches Klumpen der Winde w\\xfcrde deshalb zu einer Messunsicherheit\\nin der Bestimmung der atmosph\\xe4rischen Massenverlustrate von der St\\xe4rke solcher optischen Linien f\\xfchren.\\nDa die Massenverlustrate kein freier Parameter ist, sondern vielmehr eine Funktion der anderen Sternparameter, k\\xf6nnte dies\\nzu einer Messunsicherheit in der Bestimmung der Sternparameter f\\xfchren. Wir verwendeten den verbesserten Code deshalb\\num unter hinzuf\\xfcgen der Klumpung das Erscheinungsbild des UV Spektrums des optischen Parametersatzes, neu bewerten zu\\nk\\xf6nnen. Letzterer wurde in einer fr\\xfcheren Studie ermittelt wurde, die die Klumpung in ihren Modellen verwendete, um Fits\\nan die optischen Linien zu erreichen. Wir fanden heraus, dass, mit oder ohne Ber\\xfccksichtigung der Klumpung, Windst\\xe4rken\\nund Endgeschwindigkeiten, welche mit den Sternparametern aus der optischen Analyse \\xfcbereinstimmen, Spektren liefern,\\ndie inkompatibel mit den optischen und UV Beobachtungen sind. Unsere selbstkonsistenten Modelle liefern dagegen gute\\nFits an beide Beobachtungen. Des weiteren stellte sich heraus, dass Klumpungswerte den gleichen Grad an Einfluss auf die\\noptischen Rekombinationslinien aufweisen wie es die Dichte (das Geschwindigkeitsfeld) hat.\\nInnerhalb der gleichen Studie haben wir auch Schocktemperaturen und Verh\\xe4ltnisse von r\\xf6ntgen-zu bolometrischen\\nLeuchtkr\\xe4ften bestimmt, die es uns erm\\xf6glichten, die hoch ionisierte O VI Linie, welche Teil des Spektralbereiches des\\nFar Ultraviolet Spectroscopic Explorers ist, zu reproduzieren. Die erhaltenen Werte stimmen mit jenen \\xfcberein, die bereits\\nf\\xfcr O Sterne erlangt wurden. Dies best\\xe4tigt zum wiederholten Male die \\xc4hnlichkeit der Atmosph\\xe4ren von massereichen\\nO Sternen und O-Typ ZSPNs.\\nBasierend auf den von uns abgeleiteten Schockstrukturen unserer Auswahl von ZSPNs, untersuchten wir einen\\nm\\xf6glichen Einfluss der Schocks auf Studien von Emissionslinien von H II Regionen. Hierbei werden Verfahren zur Umrechnung\\nvon Linienverh\\xe4ltnissen in gew\\xfcnschte physikalische Eigenschaften ben\\xf6tigt, die in Form von diagnostischen Linienverh\\xe4ltnissen oder Diagrammen vorkommen und die auf Gittern von Photoionisationsmodellen basieren. Wir berechneten\\nsolch ein Gitter von schockbeinflussten Ionisationsfl\\xfcssen eines Zentralsterns und verwendeten diese verst\\xe4rkten Fl\\xfcsse als\\nEingabewert f\\xfcr den Photoionisationscode MOCASSIN. Dies erm\\xf6glichte es uns, den Einfluss der schockverst\\xe4rkten Fl\\xfcsse\\nauf das den Stern umgebende Gas zu untersuchen. Die Effekte sind speziell wichtig f\\xfcr stellare Quellen mit effektiven Temperaturen\\nkleiner als 30kK.\\nZum Schluss untersuchten wir in zwei Studien einige der Eigenschaften von jungen, massereichen Sternhaufen\\n(YMCs). In der ersten Studie widmeten wir uns der Frage, ob die anf\\xe4ngliche Massenfunktion der Sternhaufen ein zugrundeliegendes\\nLimit bei hohen Massen aufweisst oder nicht. Wir verwendeten eine Methode, basierend auf den Leuchtkr\\xe4ften\\nder YMCs, kombiniert mit deren Alter, wobei wir herausfanden, dass ein Abschneiden der Massenfunktion ben\\xf6tigt wird,\\num die Beobachtungen zu reproduzieren. Dies best\\xe4tigt fr\\xfchere Untersuchungsergebnisse.\\nDie zweite Studie besch\\xe4ftigte sich mit der radialen Verteilung von YMCs in einer Auswahl von nahegelegenen Spiralgalaxien.\\nWir suchten nach den charakteristischen Abst\\xe4nden zum galaktischen Zentrum, die die Entstehung und/oder das\\n\\xdcberleben von den massereichsten Sternhaufen beg\\xfcnstigen. Wir verglichen daraufhin die beobachteten Daten mit einem\\neinfachen theoretischen Modell, das auf der Stichprobengr\\xf6\\xdfe basiert. Letzteres ergibt sich aus der Sternentstehungsrate\\nals Funktion des Radiuses, multipliziert mit der Fl\\xe4che. Wir fanden heraus, dass solch ein Modell dazu in der Lage ist, die\\nbeobachteten Abstandsverteilungen der YMCs zu reproduzieren. Dies gelang ohne Zuhilfenahme einer bevorzugten Sternhaufenbildung\\noder einem Zerfall aufgrund einer erh\\xf6hten Anzahl an Riesenmolek\\xfclwolken in der N\\xe4he von galaktischen\\nZentren.'