Fotosfera
- sloi atmosfery zvezdy, v k-rom formiruetsya dohodyashii do nas nepreryvnyi spektr optich. izlucheniya zvezd. Opticheskaya tolsha etogo sloya poryadka nesk. edinic, vsledstvie chego F. pogloshaet i pereizluchaet energiyu, idushuyu iz glubiny zvezdy. Spektr. raspredelenie izluchaemoi energii (v sluchae esli koeff. poglosheniya slabo zavisit ot dliny volny) pribl. sootvetstvuet Planka zakonu izlucheniya s effektivnoi temperaturoi Te. V verhnih sloyah F. formiruyutsya takzhe spektral'nye linii poglosheniya atomov i ionov (fraungoferovy linii).
Intensivnost' i spektr. raspredelenie izlucheniya F. nesut informaciyu o fiz. usloviyah
i him. sostave poverhnosti zvezdy. Fiz. usloviya v F. stacionarnoi zvezdy mogut byt'
rasschitany
putem resheniya ur-niya gidrostaticheskogo ravnovesiya sovmestno s ur-niem sostoyaniya.
V neobhodimyh sluchayah uchityvaetsya takzhe perenos energii konvekciei.
Parametrami, opredelyayushimi model', yavl. sila tyazhesti na poverhnosti zvezdy i polnyi
potok vyhodyashego izlucheniya, prointegrirvoannyi po vsem chastotam (
,
gde 
- postoyannaya Stefana-Bol'cmana), t.e. v konechnom schete model'
F. zavisit ot stroeniya zvezdy v celom. Rezul'tatom resheniya etih ur-nii yavl. t.n.
modeli
atmosfer, k-rye opredelyayut rost temp-ry i gazovogo davleniya s glubinoi. Tipichnaya
protyazhennost' F. po glubine sostavlyaet: dlya Solnca 
km,
dlya zvezd
spektral'nogo klassa A0V 
km, dlya giganta klassa G 
km, t.e., kak
pravilo,
h mnogo men'she radiusa zvezdy. Etim, v chastnosti, opredelyaetsya rezkii nablyudaemyi
krai diska Solnca. Temp-ra v F. rastet s glubinoi (napr., v zvezde A0 pribl. ot 9000
do 12000 K pri neznachitel'nom izmenenii plotnosti veshestva, sostavlyayushei ~10-9
g/sm3). Uvelichenie temp-ry s glubinoi privodit
k nablyudaemomu potemneniyu ot centra solnechnogo ili zvezdnogo diska k ego krayu, t.k.
pri odinakovom optich. puti v fotosfere luch, vyhodyashii iz centra vidimogo diska, prihodit
s bol'shei geometrich. glubiny, chem luch ot kraya diska, idushii pochti po kasatel'noi
k poverhnosti (sm. Potemnenie k krayu).
Modeli atmosfer ispol'zuyutsya pri analize him. sostava zvezd, t.k. pozvolyayut rasschitat' sostoyanie ionizacii i vozbuzhdeniya atomov i tem samym intensivnost' spektr. linii. Zadacha nahozhdeniya him. sostava i raschet modeli reshayutsya samosoglasovanno, t.k. him. sostav opredelyaet koeffecienty poglosheniya, vhodyashie v ur-niya perenosa izlucheniya, i t.o. vliyaetna model' F. Konvektivnyi perenos energii nachinaet igrat' zametnuyu rol' dlya zvezd spektr. klassov F5 i bolee pozdnih. Konvektivnye yacheiki pronikayut v F. i sozdayut gorizontal'nye neodnorodnosti temp-ry i yarkosti. Takie neodnorodnosti nablyudayutsya v F. Solnca v vide solnechnoi granulyacii. Neodnorodnost' F. mozhet vyzyvat'sya takzhe prisutstviem magn. polya. V odnih sluchayah ono zatrudnyaet konvektivnyi perenos energii iz glubiny i privodit k obrazovaniyu v F. temnyh pyaten (sm. Solnechnye pyatna), v drugih - vyzyvaet dopolnit. nagrev F. i obrazovanie yarkih solnechnyh fakelov.
(V.L. Hohlova)
