|
Всередині зоряної атмосфери розрізняють кілька прошарків, що мають дещо відмінні властивості.
Найглибша та найхолодніша частина атмосфери, яку може бачити зовнішній спостерігач, називається [[Фотосфера|фотосферою]]. Фотосфера випромінює світло ув всійусій ділянці [[видимий спектр|видимого]] безперервного спектру. [[Температура]] цієї області зростає ізз глибиною ій для зір типу [[Сонце|Сонця]] лежить у межах від 4500 до 6500 [[Кельвін|K]]. Саме у фотосфері Сонця з'являються так звані [[Сонячні плями|сонячні плями]] — порівняно холодні області прориву [[Магнітне поле|магнітного поля]].
Над фотосферою розташовано [[Хромосфера|хромосферу]], тонкий шар якої (її товщина для Сонця становить близько 10 000 [[км]]) пронизують нитковидні потоки розпеченого газу — [[спікула|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 — [[Зоряна корона|корони]]. Так, температура корони Сонця сягає 2 млн. [[Кельвін|°K]]. Таке високе значення корональної температури досягається завдяки нагріву плазми в [[корональна петля|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 характернимхарактерною для всіх зір [[Головна послідовність|головної послідовності]], інші [[Спектральна класифікація зір|класи зір]] можуть не мати подібних ділянок. Так, схоже, що тільки деякі [[Гігант (зоря)|зорі-гіганти]] та невелика кількість [[надгігант]]ів мають корони{{Джерело?}}.
== Дослідження ==
Атмосферу Сонця, як найближчої до [[Земля|Землі]] зірки, наразі вивчено найкраще. Під час повних [[Затемнення|сонячних затемнень]], які приховують фотосферу від очей земного спостерігача, можна побачити тонке кільце сонячної хромосфери ій гало сонячної корони.
В атмосферах інших зір найдетальніше вивчено фотосферу. Хромосфера ій корона розташовані вище фотосфери ій прозорі, тому їх важко спостерігати ій вони докладно вивчені лише у Сонця. Однак у холодних [[Червоний карлик|червоних холодних карликів]], а іноді й у [[червоний гігант|червоних гігантів]], хромосфера настільки щільна ій протяжна, що випромінювані нею лінії можна спостерігати в загальному спектрі всієї зіркизорі. [[Теорія зір]] зіз потужними хромосферами, щоякі утворюють яскраві лінії, ще мало розроблена<ref>{{А-Е-С|Атмосфера зорі|42|a1}}</ref>.
Вивчення зоряних спектрів дозволяє уточнити фізичну природу процесів випромінювання та поглинання в атмосферах зір. Теорія дозволяє визначати зі спостережень температуру ій щільністьгустину фотосфер, зміну цих величин із глибиною, [[Іонізація|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.<!--, якщо швидкість обертання [[екватор]]іальної зони досить велика (100–200 км/с), щоб помітно розширити лінію--> За [[Профіль P Cyg|формою профілю]] ліній деяких зір (наприклад, зір типу [[ЗіркаЗорі Вольфа—Райє|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 [[Сонячний вітер|сонячного]].
Температура та густина газу фотосфери служатьслугують вихідними параметрами для розрахунку внутрішньої будови зірок.
Вищевикладене стосується зір, фотосфери яких стабільні, тобто не змінюються з часом. Однак існує велика кількість [[Змінна зірка|змінних зір]], блиск яких періодично або нерегулярно змінюється. У більшості змінних зір блиск змінюється через [[Змінні зорі#Пульсуючі змінні|пульсації атмосфери]] — змінизміну її розмірів і температури. Водночас змінюється і спектр зірки.
== Література ==
| 