ФОТОСФЕРА

Фотосфера - слой атмосферы звезды, в к-ром формируется доходящий до нас непрерывный спектр оптич. излучения звезд. Оптическая толща этого слоя порядка неск. единиц, вследствие чего Ф. поглощает и переизлучает энергию, идущую из глубины звезды. Спектр. распределение излучаемой энергии (в случае если коэфф. поглощения слабо зависит от длины волны) прибл. соответствует Планка закону излучения с эффективной температурой Tэ. В верхних слоях Ф. формируются также спектральные линии поглощения атомов и ионов (фраунгоферовы линии). Интенсивность и спектр. распределение излучения Ф. несут информацию о физ. условиях и хим. составе поверхности звезды. Физ. условия в Ф. стационарной звезды могут быть рассчитаны путем решения ур-ния гидростатического равновесия совместно с ур-нием состояния. В необходимых случаях учитывается также перенос энергии конвекцией. Параметрами, определяющими модель, явл. сила тяжести на поверхности звезды и полный поток выходящего излучения, проинтегрирвоанный по всем частотам (, где - постоянная Стефана-Больцмана), т.е. в конечном счете модель Ф. зависит от строения звезды в целом. Результатом решения этих ур-ний явл. т.н. модели атмосфер, к-рые определяют рост темп-ры и газового давления с глубиной. Типичная протяженность Ф. по глубине составляет: для Солнца км, для звезд спектрального класса A0V км, для гиганта класса G км, т.е., как правило, h много меньше радиуса звезды. Этим, в частности, определяется резкий наблюдаемый край диска Солнца. Темп-ра в Ф. растет с глубиной (напр., в звезде A0 прибл. от 9000 до 12000 К при незначительном изменении плотности вещества, составляющей ~10-9 г/см3). Увеличение темп-ры с глубиной приводит к наблюдаемому потемнению от центра солнечного или звездного диска к его краю, т.к. при одинаковом оптич. пути в фотосфере луч, выходящий из центра видимого диска, приходит с большей геометрич. глубины, чем луч от края диска, идущий почти по касательной к поверхности (см. Потемнение к краю). Модели атмосфер используются при анализе хим. состава звезд, т.к. позволяют рассчитать состояние ионизации и возбуждения атомов и тем самым интенсивность спектр. линий. Задача нахождения хим. состава и расчет модели решаются самосогласованно, т.к. хим. состав определяет коэффециенты поглощения, входящие в ур-ния переноса излучения, и т.о. влияетна модель Ф. Конвективный перенос энергии начинает играть заметную роль для звезд спектр. классов F5 и более поздних. Конвективные ячейки проникают в Ф. и создают горизонтальные неоднородности темп-ры и яркости. Такие неоднородности наблюдаются в Ф. Солнца в виде солнечной грануляции. Неоднородность Ф. может вызываться также присутствием магн. поля. В одних случаях оно затрудняет конвективный перенос энергии из глубины и приводит к образованию в Ф. темных пятен (см. Солнечные пятна), в других - вызывает дополнит. нагрев Ф. и образование ярких солнечных факелов. (В.Л. Хохлова)