Tayf çizgilerinin oluşumları ve şekilleri
| dc.contributor.advisor | Gülmen, Ömür | |
| dc.contributor.author | Köroğlu, Elmas | |
| dc.date.accessioned | 2024-08-19T19:35:42Z | |
| dc.date.available | 2024-08-19T19:35:42Z | |
| dc.date.issued | 1993 | |
| dc.department | Ege Üniversitesi, Fen Bilimleri Enstitüsü, Astronomi ve Uzay Bilimleri Ana Bilim Dalı | en_US |
| dc.description | Bu tezin, veri tabanı üzerinden yayınlanma izni bulunmamaktadır. Yayınlanma izni olmayan tezlerin basılı kopyalarına Üniversite kütüphaneniz aracılığıyla (TÜBESS üzerinden) erişebilirsiniz. | en_US |
| dc.description.abstract | ÖZET Bir atomun bir fotonla etkileşmesindeki olayları GERÇEK ya da PÜR SO?URMA ve REZONANS SAÇILMASI şeklinde iki ideal leşti r t imiş duruma ayırmak kullanışlıdır. Tayf çizgileri de bu olaylara bağlı kalarak aynı adlar altında ikiye ayrılabilir. Çizgi oluşumu için önerilebilecek en basit model Schuster-Schwarzschild atmosfer modelidir. Bu modeldeki çiî'gi ışınımı için geçiş denklemi gri atmosfer modeline benzer. Milne-Eddington modeli SS-model inden daha gelişmiş ve daha karmaşık bir modeldir. ME-modeli soğurma olayları ile birlikte atmosfer hakkındaki bilgiyi de kapsamaktadır. Bir tayf çizgisinin şekil ya da profilinin belirlenmesinde atomik çizgi soğurma katsayısını ve bir tek atomun vo bir atom topluluğunun özellikleri arasında bağıntı kurmak için Einstein katsayılarını kullanırız. Bir atom sonlu bir zamanda bir fotonu salmak ya da soğurmak zorunda olduğundan, bu foton, temel frekansın çevresinde olan frekansların bir "PAKETİ" olarak görülebilir. Böylece foton, çizgi merkezi çevresinde bir dalga boyu aralığını işgal eden enerjilerden oluşacaktır. Bu bölgenin büyüklüğü foton dalga katarının uzunluğuna bağlı olacaktır. Bölgenin karekteristik genişliği, atomik geçiş olasılımı yani geçiş zamanının tersi ile orantılı olacaktır. Bu da yalnızca atomun bir özelliğidir ve DO?AL GENİŞLİK adını alır. Bunu kavramak İçin sönümlü harmonik osilatörti kullanırız. Işınım dampinginde tayf çizgilerinin genişlemesi çevreden bağımsızdır ve atomun olasılık özelliğinin bir sonucudur. Oysa normal yıldız atmosferleri ve çoğu çizgiler jçin ortamın neden olduğu tedirginlikler enerji düzeylerinde değişimlere neden olur. Bu değişimler Heisenberg belirsizlik ilkesinin doğal genişlemesinden çok daha ağırlıktadır. Bunlar Doppler genişlemesi, Çarpışma genişlemeni, Statik genişlemesidir. Atomik soğurma katsayısının oldukça doğru bir tanımını elde etmek için klasik damping profili ile Doppler profilini 136birleştirme]iyiz. Aynı zamanda bu katsayının hesaplanmasında Voigt fonksiyonu merkebi bir rol oynar. Optik olarak kalın elementlerin hareketi atomik çizgi soğurma katsayının değerini deriştirmez. ÇllnkU tUrbülans olaınent lar In1 n içerisinde gözlenmiş özel bir atomun çevresi, bu elomentin çevresini hareketinden etkilenmem. Buradan her element kendi çizgi profillerini üreterek ayrı bir atmosfer gibi davranır ve bu elementin görünür alanının yıldızın görünür d l.ski no oranı ile orantılı bir miktarda yıldız profiline katkıda bulunur. Böylece çizgi profillerinin birleştirilmesi mikrotürbülans Boppler genişlemesinde olduğu gibi atomik düzeyde olmaz fakat ışınım geçişinin yorol olarak çözülmesinden sonra lokal bir çizgi kesiti verecek şekilde y;nu lir. Tüm yi Idızjn hızl ı bir seki 1de dönmesi yıldızda örıoml i miktarda şekil bozulmasına ve yı idıK yüzeyi üzerinden yıldız atmosferini tanımlıyan parametrolfirin büyük çapta değiş i m i no götürür. Böylesi bir durumda atmosfer modelini aldo nimnk için yapılan varsayımların çoğu geçerli değildir ve daha fazla sayısal yaklaşım yapılmalıdır. Çarpışma genişlemesinde, soğurucu atom gazın komşu parçacıkları ile etkileşir. Bu parçacıklar yüklü olduklarından, onların potansiyel i yörüngedeki elektronların bağlı olduğu atom çekirdeğinin potansiyeli ile etkileşir. Bu etkileşme atomun enerji düzeylerini zamana bağlı biçimde tedirgin eder. Böylece bu tedirginliklerin ortak etkisi, tayf çizgisini genişletir. Çarpışma genişlemesinde, zayıf fakat çok sayıda tedirginlikle ilgili olan küçük çaptaki genişlemeler için olan ÇARPMA EVRE KAYMA TEORiSt, diğeri büyük fakat nadir olan ve çizgi kanatlarının şeklini belirleyen tedirginlikler için İSTATİSTİK (Statik) CKNtŞLF.MF. TEORtSî biçiminde iki ana kuramsal yaklaşım vardır. Her iki yaklaşım büyük çapta klasik şekildedir. Yani soğurma için doğru olan salma içinde doğrudur.Tedirgin edicinin elektrik alanı, tek başına tedirgin edici ile atoma en yakın tedirgin edicinin elektrik alanı tarafından tespit edilmiştir. Bu En Yakın Komşu Yaklaşımı olarak bilinir. Bu teori ile, gerçek plazmada kuvvetli alanların olasılığı güvenilir bir şekilde tahmin edilir. Elementlerin bolluklarının en modern biçimde belirlenmesi, gözlemle karşılaştırılarak belirlenen bir parametre olan bollukla ayrıntılı atmosfer modelinin yapılmasını gerektirse de, bollukla eşdeğer genişlik arasında ilişkinin klasik görüntüsü BÜYÜME E?RİSİdir. Yani Bir büyüme eğrisini göstermek için eşdeğer genişliği atomik bollukla bağlamalıyız. Bu, içerisinde atomların olacağı bir atmosfer modeli gerektirir. Bunu göstermek amacı ile en basit, model olan SCHUSTER-SCHWARZSCHİLD modeli çizgideki akının süreklilikteki akıya oranı ile verilen bir çizgi prof ilini kullanır. Verilen bir frekanstaki tüm fotonlar soğurulmuş olduklarından bu frekansları soğurabilecek ek atom İm gen işlikte değişiklik yapmayacaktır. Büyüme yalnızca kanatlardadır. Bu olduğu zaman çizginin doymuş olduğu söylenir. Bolluk arttığında çizginin damping kanatlarında soğurma yapabilecek önemli sayıda atom var olacak ve eşdeğer genişlik çizgi için uygun bir damping sabitine bağlı bir hızla yeniden artmaya başlayacaktır. Büyük bollklar için büyüme eğrisi bolluğun kareköküne ya da damping sabitinin kareköküne bağlı bir biçimde yeniden artacaktır. Büyüme eğrisi yıldız bolluklarının tahmin edilmesinde ve uyartı hım sıcaklığının belirlenmesinde kullanılır. 138 | en_US |
| dc.description.abstract | SUMMARY It is useful to divide the processes by which a photon interacts with an atom into two idealized cases: TRUE or PURE absorption and RESONANCE SCATTERNG. Spectral lines can be also divided into two groups which have same names by relating to the cases. The Schuster-Schwarzschild model atmosphere is the simplest model that can be suggested for line formation. In this model the equation of transfer for the line radiation is similar to that of gray atmosphere. The Milne-Eddington (ME) model is a considerably more sophisticated and therefore more complicated model than s s -model. The ME -model includes the informations about the absorption processes and the atmospheric structures. In describing the shape or profile of a spectral line, we introduce the notion of the atomic line absorption coefficient and to make the connection between the behaviors of an atom and a collction of atoms, we use the Einstein coefficients. Since an atom have to emit or absorb a photon in a finite time, the photon can be seen a "packet" of frequencies around the fundamental frequency. Thus, the photon will consist of energies which occupy a range wavelengths around the line center. The extent of this range will depend on the length of the photon wave train. The characteristic width of the range will be proportional to the probability of atomic transition. This only 139.property of atom and called as the NATURAL wdth. To understand of this we use the damped harmonic oscillator. in radiation damping the broadening of spectral lines are independent from environment and result of probability behavior of atom. But in normal stellar atmospheres the environmental perturbations cause changes in the energy levels and the most of the lines. This changes is greater than the natural broadening of the Heisenberg uncertainty principle. These are collisional broadening/ Doppler broadening and static broadening. We must convolve the classical damping and the Doppler profiles, to get a complete description of the atomic absorbtion coefficient. The Voigth function also plays a center role in the calculation of this coefficient. The motion of optically thick element cannot change the value of the atomic absorption coefficient. Because, the environment of particular atom observed in the turbulent elements is unaffected by the environmental motion of this element. Therefore, each element behaves as a different atmosphere producing its line profiles and contributes to the stellar profile proportionally with the ratio of the visible area of element to apparent disc of the star. Thus, the convolve of line profiles is not in atomic level as microturbulence Doppler broadening, but this convolution is made to give a local Line profile, after solving the local equation of radiation transfer. The rapid rotation of entire star causes significant 340distortion of star and leads to the large variation in parametres that define the atmosphere over star surface, in this case, to get model atmosphere the most of the assumption is not valid and must made more numerical approach. in collisional broadening, the absorbing atom interact with neighboring particles of gas. Since this particles are charged, their potential interact with the potential of atomic nucleus which bound the orbital electrons. This interaction perturbs the energy levels of the atom and this perturbation is the time-dependent. Thus, the collective effect of perturbations broadens the spectral line, in collisional broadening there are two main therotical approach. The first one is called as IMPACT PHASE-SHIFT THEORY and this deal with the weak but numerous perturbations. The second one is named as STATISTICAL or STATIC BROADENING THEORY and deals with the large but rare perturbations which determine the shape of line wings. The both approaches are generally in classical form. The electric field of perturber is established by the electric fields of the perturber and the nearest perturber to the atom. This is known as THE NEAREST-NEIGHBOR APPROXIMATION. The classical relation between the abundances and the equivalent widths is the curve of growth. That is, we must relate the equivalent width to atomic abundance to obtain the curve of growth. This requiresa model atmosphere which 141consist of atoms. The Schuster-Schwarzschild model which is the simplest one uses the line profile given by the ratio of the fluxes at line to continuum. Since all photons at a given frequency have been absorbed, the additional atoms which can absorb the photons at this frequencies will not change the equivalent width. The growth is only at the wings. When this happens, it is said that the line is saturated. When the abundance begins to increase, the significant number of atoms which can make absorptions in the damping wings of line, will exist and the equivalent width will begin to increase with a rate which depends on damping constant of the line. For large abundances, the curve of growth will again increase with the square root of the damping constant or the square root of the abundances. The curve of growth is used in the estimation the abundances of star and in the determination of the excitation temperature. ua | en_US |
| dc.identifier.endpage | 161 | en_US |
| dc.identifier.startpage | 1 | en_US |
| dc.identifier.uri | https://hdl.handle.net/11454/84235 | |
| dc.identifier.yoktezid | 28810 | en_US |
| dc.language.iso | tr | en_US |
| dc.publisher | Ege Üniversitesi | en_US |
| dc.relation.publicationcategory | Tez | en_US |
| dc.rights | info:eu-repo/semantics/closedAccess | en_US |
| dc.subject | Astronomi ve Uzay Bilimleri | en_US |
| dc.subject | Astronomy and Space Sciences | en_US |
| dc.subject | Soğurma çizgisi | en_US |
| dc.subject | Absorption line | en_US |
| dc.subject | Tayf çizgisi şekilleri | en_US |
| dc.subject | Spectral line shapes | en_US |
| dc.title | Tayf çizgilerinin oluşumları ve şekilleri | en_US |
| dc.type | Master Thesis | en_US |
