Зоряна атмосфера

Всередині зоряної атмосфери розрізняють кілька прошарків, що мають дещо відмінні властивості.

Найглибша та найхолодніша частина атмосфери, яку може бачити зовнішній спостерігач, називається фотосферою. Фотосфера випромінює світло в усій ділянці видимого безперервного спектру. Температура цієї області зростає з глибиною й для зір типу Сонця лежить у межах від 4500 до 6500 K. Саме у фотосфері Сонця з'являються так звані сонячні плями — порівняно холодні області прориву магнітного поля.

Над фотосферою розташовано хромосферу, тонкий шар якої (її товщина для Сонця становить близько 10 000 км) пронизують ниткоподібні потоки розпеченого газу — спікули. Температура хромосфери спочатку плавно змінюється, збільшуючись з віддаленням від фотосфери. У невеликий перехідній зоні 100 км завтовшки стрибкоподібно підвищується до температури найбільш гарячої та розрідженої частини атмосфери — корони. Так, температура корони Сонця сягає 2 млн. K. Таке високе значення корональної температури досягається завдяки нагріву плазми в корональних петлях й її низької густини в області сонячної корони, що робить теплообмін неефективним^{[джерело?]}.

У той час, як наявність корони та перехідних ділянок є характерною для зір головної послідовності, інші класи зір можуть не мати подібних ділянок. Так, схоже, що тільки деякі зорі-гіганти та невелика кількість надгігантів мають корони^{[джерело?]}.

Атмосферу Сонця, як найближчої до Землі зірки, наразі вивчено найкраще. Під час повних сонячних затемнень, які приховують фотосферу від очей земного спостерігача, можна побачити тонке кільце сонячної хромосфери й гало сонячної корони.

В атмосферах інших зір найдетальніше вивчено фотосферу. Хромосфера й корона розташовані вище фотосфери й прозорі, тому їх важко спостерігати й вони докладно вивчені лише у Сонця. Однак у холодних червоних карликів, а іноді й у червоних гігантів, хромосфера настільки щільна й протяжна, що випромінювані нею лінії можна спостерігати в загальному спектрі всієї зорі. Теорія зір із потужними хромосферами, які утворюють яскраві лінії, ще мало розроблена[1].

Вивчення зоряних спектрів дозволяє уточнити фізичну природу процесів випромінювання та поглинання в атмосферах зір. Теорія дозволяє визначати зі спостережень температуру й густину фотосфер, зміну цих величин із глибиною, іонізацію та збудження атомів, хімічний склад газу. Крім того, визначаються швидкості хаотичних рухів газових мас і обертання зір, що дають помітний внесок в доплерівське розширення профілю спектральних ліній. За формою профілю ліній деяких зір (наприклад, зір типу Вольфа—Райє) вдалося встановити, що їх атмосфери розширюються назовні зі швидкістю в сотні або й тисячі км/с, створюючи зоряний вітер, набагато потужніший сонячного.

Температура та густина газу фотосфери слугують вихідними параметрами для розрахунку внутрішньої будови зірок.

Вищевикладене стосується зір, фотосфери яких стабільні, тобто не змінюються з часом. Однак існує велика кількість змінних зір, блиск яких періодично або нерегулярно змінюється. У більшості змінних зір блиск змінюється через пульсації атмосфери — зміну її розмірів і температури. Водночас змінюється і спектр зірки.

• (рос.) Каплан С. А. Физика звезд, 3 изд. М., 1977.
• (рос.) Курс астрофизики и звездной астрономии, под ред. А. А. Михайлова, том 2, М., 1962, глави 1, 15.
• (рос.) Мустель Э. Р. Звездные атмосферы, М., 1960.
• (рос.) Звездные атмосферы, пер. з англ. М., 1963.
• (рос.) Соболев В. В. Курс теоретической астрофизики, 2 изд., М., 1975.
• (рос.) Грей Д. Наблюдение и анализ звездных атмосфер, пер. з англ., М., 1980.
• (рос.) Михалас Д. Звездные атмосферы, ч. 1-2, пер. з англ., М., 1982.