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Dissertation zugänglich unter
URN: urn:nbn:de:gbv:18-35285
URL: http://ediss.sub.uni-hamburg.de/volltexte/2008/3528/


Non-Analytical Line Profiles in Stellar Atmospheres : For Planetary Host Star Systems

Nicht-analytische Linienprofile in stellaren Atmosphären : Für Sterne

Johnas, Christine M. S.

pdf-Format:
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Freie Schlagwörter (Deutsch): Modellatmosphären , Linienprofile , extrasolare Planeten , Braune Zwerge
Freie Schlagwörter (Englisch): model atmospheres , line profiles , extrasolar planets , brown dwarfs
Basisklassifikation: 39.22
Institut: Physik
DDC-Sachgruppe: Astronomie, Kartographie
Dokumentart: Dissertation
Hauptberichter: Hauschildt, Peter H. (Prof. Dr.)
Sprache: Englisch
Tag der mündlichen Prüfung: 19.12.2007
Erstellungsjahr: 2007
Publikationsdatum: 28.01.2008
Kurzfassung auf Englisch: In this work, non–analytical line profiles for both cool and hot, dense atmospheres are added to the
opacity calculations of the multi–purpose stellar atmosphere code PHOENIX. Their influence on
model atmospheres and synthetic spectra is studied. Model atmospheres are necessary in order to
calculate synthetic spectra and to derive reliable stellar parameters.
For cool, dense atmospheres, i.e., of objects of spectral type similar to and lower than late–type
M, van–der–Waals broadening is the most important pressure broadening mechanism. The spectra
of these objects below ~1 micro-meter are dominated by alkali resonance lines. The profiles of the
alkali resonance lines, especially of Na ID and KI, determine mostly the pseudo continuum in
this wavelength range. Up to this work, classical analytical impact approximated alkali near line
wing profiles perturbed by H2, He, and HI, which are the dominant perturbing particles, have been
applied. In this work, various non–analytical alkali line profiles, including far line wing and near
line wing profiles, for Na I D, Li I, KI, and Rb I are included in order to describe the strong alkali
absorption features which are characteristic for late–type dwarfs. For the alkali resonance line
profiles, different theoretical approaches were used describing the far and near line wings. Non–
analytical alkali profiles for the far and near line wings perturbed by H2 and He are provided in the
unified semi–classical theory. Furthermore, He broadened non–analytical near line wing profiles
calculated in the fully quantum mechanical theory are included as well as non–analytical near line
wing profiles broadened by collisions with HI obtained by the impact approximation. The various
alkali line profiles are compared among each other and their influence in synthetic spectra.
For an increased understanding of line formation in cool atmospheres and as application of the
van–der–Waals profiles, the influence of two atmospheric dust treatments, DUSTY and DRIFT
models, on alkali lines is studied. Dust has in general a larger influence on the line shape than the
underlying line profiles. Another application of the alkali profiles is the description of observations.
For a sample of Chamaeleon I objects, the Li I doublet is fit and its abundance is determined for the
first time. Further comparisons to observations of later spectral type often result in an improved
description when using the non–analytical alkali profiles.
Towards atmospheres with higher effective temperatures and densities which are high enough to
sustain pressure broadening, Stark broadening is the dominant pressure broadening mechanism.
Stark line profiles are significant for stars of spectral type G and earlier, i.e., also for typical host
stars of known extrasolar planets. Up to this work, analytical impact approximated near line wing
profiles have been considered. Detailed non–analytical Stark near line wing profiles of several
atoms and ions are included to the opacity calculations here. The results have been obtained under
the assumption that electrons are the most important perturber species. The influence of the Stark
profiles on synthetic spectra is shown.
Spectral line profiles do make a difference in synthetic spectra. Non–analytical profiles provide
stronger absorption lines than analytical profiles. Their application in synthetic spectra serves as a
diagnostic tool in the classification of stellar objects.
Kurzfassung auf Deutsch: In dieser Arbeit sind nicht–analytische Linienprofile kalter sowie heißer, dichter Atmosphären in
die Opazitätsberechnung des Atmosphärenprogramms PHOENIX hinzugefügt worden. Ihr Einfluss
auf Modellatmosphären und synthetische Spektren wird untersucht. Modellatmosphären sind
notwendig, um synthetische Spektren zu berechnen und um verläßliche stellare Größen abzuleiten.
Der dominierende Druckverbreiterungsmechanismus in kalten und dichten Atmosphären (für Objekte
des Spektraltyps M oder späteren Spektraltyps) ist die van–der–Waals Verbreiterung. Die
Spektren dieser Objekte werden im Wellenlängenbereich kleiner als ~1 Mikrometer von Alkaliresonanzlinien
dominiert. Die Linienprofile von Na ID und KI bestimmen maßgeblich das Pseudokontinuum
in diesem Wellenlängenbereich. Bisher sind klassische, analytische Profile verwendet worden,
welche den nahen Linienflügel in der Stoßnäherung abschätzen. Dabei sind H2, He und
HI als wichtigeste Störteilchen berücksichtigt worden. In dieser Arbeit sind verschiedene nicht–
analytische Profile für die (fernen und nahen) Linienflügel der Alkaliduplette Na I D, Li I, KI
und Rb I hinzugefügt worden, um in Spektren signifikante Absorptionsmerkmale dieser Alkali
zu beschreiben. Sie sind charakteristisch für späte Zwerge. Es sind verschiedene theoretische Ansätze
für die nicht–analytischen Linienprofile verwendet worden. Ferne und nahe Linienflügelprofile
unter Berücksichtigung von H2 und He als Störteilchen sind mit der ”vereinten semiklassichen
Theorie” bereitgestellt worden. Außerdem sind He verbreiterte Profile der nahen Linienflügel aus
der “vollständig quantenmechanischen Theorie” hinzugefügt worden, sowie nahe Linienflügelprofile,
welche durch Kollisionen mit HI in der Stoßnäherung verbreitert sind. Die verschiedenen Alkalilinienprofile
werden untereinander und und ihr Einfluss auf synthetischen Spektren verglichen.
Für ein vertieftes Verständnis der Linienbildung in kalten Atmosphären wird unter Berücksichtigung
von den van–der–Waals Profilen der Einfluss von zwei verschiedenen Staubbehandlungen in
der Atmosphäre, den DUSTY und DRIFT Modellen, auf Alkalilinien untersucht. Prinzipiell hat
Staub einen größeren Einfluss auf die Linienform als die zugrunde liegenden Alkaliprofile. Für
eine Auswahl von Chamaeleon I Objekten wird deren Li I Doublet modelliert und dessen Häufigkeit
erstmals bestimmt. Weitere Vergleiche mit Beobachtungen von Objekten späteren Spektraltyps
ergeben häufig eine verbesserte Beschreibung bei der Anwendung der nicht–analytischen
Linienprofile.
In Atmosphären mit höheren Effektivtemperaturen und Dichten, welche hoch genug sind, um
Druckverbreiterung aufrechtzuerhalten, ist die Starkverbreiterung der vorherrschende Druckverbreiterungsmechanismus.
Starkprofile sind für Sterne des Spektraltyps G und früheren Spektraltyps,
das heißt auch für typische Zentralsterne von bekannten extrasolaren Planeten, von Bedeutung.
Bisher sind analytische Profile für die nahen Linienflügel verwendet worden. In dieser Arbeit
sind detaillierte, nicht–analytische Starkprofile der nahen Linienflügel verschiedener Atome und
Ionen in einer semiklassichen Stoßnäherung der Opazitätsberechnung hinzugefügt und analysiert
worden. Hierbei ist angenommen worden, dass Elektronen die wichtigsten Störteilchen sind.
Spektrale Linienprofile beeinflussen synthetische Spektren, wobei nicht–analytische Profile
stärkere Absorptionslinien als analytische Profile verursachen. Sie dienen als diagnostisches Hilfsmittel
bei der Klassifizierung stellarer Objekte.

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