Фотосфера

(от Фото... и Сфера

        наиболее глубокие и самые плотные слои атмосферы звезды (См. Атмосферы звёзд) (в т. ч. и Солнца), из которых выходит главная доля излучаемой ею энергии. В Ф. возникает большая часть непрерывного спектра звёзд (главным образом видимого), а также большинство фраунгоферовых линий (См. Фраунгоферовы линии) поглощения. Как правило, Ф. находится в лучистом равновесии. В более высоких слоях излучению легче покинуть атмосферу звезды и потому температура звезды понижается по мере перехода к внешним слоям. В среднем она близка к эффективной температуре звезды. Протяжённость Ф. звёзд главной последовательности (на Герцшпрунга – Ресселла диаграмме (См. Герцшпрунга - Ресселла диаграмма)) составляет 10^-4–10^-3 часть их радиуса, у белых карликов – порядка 10^-6 а у гигантов и сверхгигантов 10^-3–10^-2 часть радиуса. Средние плотности газов фотосфер различных звёзд заключены в пределах от 10^-9 г/см³ у горячих звёзд главной последовательности до 10^-6 г/см³ у белых карликов. Лучше всего изучена Ф. Солнца (См. Солнце), совпадающая с кажущейся его поверхностью. Протяжённость солнечной Ф. 200–300 км, температура 4500–8000 К, давление газов 10^-5–10^-3 дин/см². Ф. – единственная на Солнце область относительно слабой ионизации преобладающего на нём химического элемента – водорода, степень ионизации которого около 10^-4. У звёзд типа Солнца сильная непрозрачность фотосферных газов обусловлена небольшой примесью отрицательных ионов водорода. При помощи фотосферного телескопа (См. Фотосферный телескоп) можно наблюдать тонкую структуру солнечной Ф. – грануляцию в виде системы небольших (около 1000 км) округлых ярких гранул, разделённых тёмными межгранульными промежутками.

         Э. В. Кононович.