hengxing daqi
恆星大氣
stellar atmosphere
一般是指恆星上能被直接觀測到的表面層。按物理性質的不同，恆星大氣可以分成若幹層次。
恆星大氣層次 光球 大氣底層密度最大的部分，叫作光球。它的厚度同星球半徑相比一般是很小的（例如太陽半徑為69.6萬公裏,它的光球僅厚幾百公裏）,但恆星的全部光學輻射幾乎都是從此發出的。通常觀測到的恆星吸收譜（連續譜加吸收綫），基本上就是光球光譜，而恆星的亮度也基本上决定於光球的亮度。我們見到的太陽圓面，就是光球。過去認為，光球是産生連續譜的區域，而吸收綫（見綫吸收）則是由光球之外的所謂反變層對光球輻射進行選擇吸收所形成的。這種把産生連續譜和産生吸收綫的區域截然分開的看法，很快就被放棄了。實際情況是，光球的各個部分都産生連續譜，但其溫度較低的外層卻同時對內層的輻射産生吸收作用，從而形成了吸收綫。産生不同化學元素的吸收綫的大氣深度是不同的，因此，産生吸收綫的層在光球中並無確切的邊界。我們雖然不能象看太陽那樣直接看到恆星的光球圓面，但根據恆星吸收譜的形態可以斷定，光球是每個恆星的大氣中必然存在的層次。
色球 光球的外面是色球。太陽的色球可在日食時或在某些單色光中進行觀測，它的厚度約2,000公裏,基本透明，對光球輻射的吸收很弱（衹有最強的一些吸收綫的綫心部分可能是在色球中産生的）。太陽色球發出的可見光很少，它主要發出一些發射綫。其他恆星的色球，一般無法單獨觀測到，因為我們觀測到的恆星輻射是整個大氣的混合輻射，其中占壓倒優勢的光球輻射往往掩蓋了其他部分的輻射。衹有在晚型星光譜中，電離鈣的H和K吸收綫中有時出現發射成分，可以比較肯定地認為它們來自這些恆星的色球。不過，人們還是發現了幾個很特別的恆星，從而獲得較詳細地研究晚型超巨星色球的可能性：這就是由一個晚型超巨星和一個半徑小得多的早型星組成的食雙星係統，其中最著名的有禦夫座ζ、天鵝座31、天鵝座32和仙王座VV等星。在這些食雙星中，早型子星半徑一般衹有晚型超巨星半徑的百分之幾。早型子星在被食之前和被食之後，將兩次從晚型超巨星大氣後面經過，這時觀測者看到的早型子星的光，將依次通過晚型超巨星色球不同高度的各層，而受到色球物質的吸收。對不同高度的色球層所産生的吸收綫進行研究，就能獲得有關晚型超巨星色球物質的物理狀態的寶貴信息。近來對元素的高次電離發射綫和HeI10830埃綫等現象的研究，確認存在色球的恆星在赫羅圖上分佈甚廣。其中有的如大角、五車二等還是活動色球星，它們的色球活動比太陽強得多。已單個建立理論色球模型的恆星也正在日益增多。
星冕 觀測太陽時，在色球之外還能看到日冕。日冕延伸範圍可達數百萬公裏甚至更遠，但在光學輻射中的作用卻很小。一般情況下，日冕完全淹沒在光球輻射之中，衹有在日全食時或通過特殊的日冕儀才能觀測到它。其他恆星的星冕,主要根據紫外綫和X射綫的觀測研究來確定。高能天文臺2號衛星已測到100個以上恆星的X射綫,通過分析認為主要來自它們的星冕。這些恆星在赫羅圖上分佈甚廣,除M型巨星，G、K、M型超巨星外,還有其他類型恆星（包括白矮星），典型的例子有五車二、參宿二等。
恆星包層 典型的恆星光譜，是帶有吸收綫的連續譜。具有這種光譜的恆星大氣，其厚度比星體半徑小得多。但有少數恆星的大氣厚度與星體半徑差不多或甚至更大。這種大氣稱為恆星包層或延伸大氣。延伸大氣的光譜中除吸收綫外,往往還有發射綫,這是大氣較外層的稀薄氣體發出的。如果發射很強，發射綫甚至可能把吸收綫淹沒 |