Sternhaufen im Universum stellen dichte, selbstgravitierende und typischerweise dynamisch kollidierende
Umgebungen dar, die aus Tausenden bis Millionen von Sternen bestehen. Sie bevölkern galaktische Scheiben,
Halos und sogar galaktische Zentren im gesamten Kosmos und bilden eine grundlegende Einheit in einer
Hierarchie der kosmischen Strukturbildung. Außerdem sind sie in der Regel viel dichter als ihre Wirtsgalaxie, was sie zu unglaublich faszinierenden astronomischen Objekten macht. Anders als ihre Umgebung
erleben Sterne und kompakte Objekte in Sternhaufen häufige dynamische Streuungen, bilden dynamische
Doppelsterne, verschmelzen unter Aussendung von Gravitationswellen, werden durch Dreikörperdynamik
herausgeschleudert und stoßen in seltenen Fällen sogar direkt zusammen. Infolgedessen sind Sternhaufen
Fabriken aller exotischen Doppelsterne, von z.B. Thorne-Zytkow-Objekten und kataklysmischen Variablen
bis hin zu kompakten Doppelsternen, beispielsweise Doppelsterne, die aus schwarzen Löchern und Neutronensternen bestehen. Darüber hinaus fangen mit zunehmender Teilchenzahl einzigartige Gravitationseffekte
von kollidierenden Vielteilchensystemen an die frühe Entwicklung des Haufens zu dominieren, die zu
zusammenziehenden und zunehmend schneller rotierenden Kernen der Sternhaufen führen, die bevorzugt
massereiche Sterne und kompakte Objeckte sowie Doppelsterne enthalten, und einem sich ausdehnenden
Halo aus Sternen und kompakten Objekten geringerer Masse. Sternhaufen sind daher nicht nur ein Labor für
die Gravitationsvielteilchenphysik, sondern auch für die Sternentwicklung von Einzel- und Doppelsternen
sowie hierarchischen Sternensystemen höherer Ordnung. Alle diese physikalischen Prozesse können nicht
isoliert betrachtet werden - sie verstärken sich in Sternhaufen gegenseitig und viele passieren auf ähnlichen
Zeitskalen. In dieser Arbeit möchte ich den Einfluss der Sternentwicklung auf die globale Dynamik von
Sternhaufen mit Hilfe von direkten gravitativen N-Körper und Hénon-Typ Monte-Carlo Simulationen von
Sternhaufen genauer studieren. Ich konzentriere mich auf die Entwicklung von metallarmen Sternpopulationen (Population II), die in Kugelsternhaufen und extrem metallarme Sternpopulationen (Population III), die
die ältesten Sternpopulationen im Universum bilden
