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 µm von Alkaliresonanzlinien dominiert. Die Linienprofile von Na I D 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.
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 µm are dominated by alkali resonance lines. The profiles of the alkali resonance lines, especially of Na I D 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.