正文
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干層次。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69.6萬公里,它的光球僅厚幾百公里）,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（連續譜加吸收線），基本上就是光球光譜，而恆星的亮度也基本上決定於光球的亮度。我們見到的太陽圓面，就是光球。過去認為，光球是產生連續譜的區域，而吸收線（見線吸收）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。這種把產生連續譜和產生吸收線的區域截然分開的看法，很快就被放棄了。實際情況是，光球的各個部分都產生連續譜，但其溫度較低的外層卻同時對內層的輻射產生吸收作用，從而形成了吸收線。產生不同化學元素的吸收線的大氣深度是不同的，因此，產生吸收線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公里,基本透明，對光球輻射的吸收很弱（只有最強的一些吸收線的線心部分可能是在色球中產生的）。太陽色球發出的可見光很少，它主要發出一些發射線。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。只有在晚型星光譜中，電離鈣的H和K吸收線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系統，其中最著名的有御夫座ζ、天鵝座31、天鵝座32和仙王座VV等星。在這些食雙星中，早型子星半徑一般只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產生的吸收線進行研究，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線和HeI10830埃線等現象的研究，確認存在色球的恆星在赫羅圖上分布甚廣。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里甚至更遠，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，只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,主要根據紫外線和X射線的觀測研究來確定。
白矮星-內部結構模型圖 恆星包層 典型的恆星光譜，是帶有吸收線的連續譜。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線外,往往還有發射線,這是大氣較外層的稀薄氣體發出的。如果發射很強，發射線甚至可能把吸收線淹沒。沿觀測者視線方向直接投影到星面上的那一部分大氣很象一個吸收管，當延伸大氣中的物質足夠多時，吸收管中的物質能在恆星光譜中造成附加的吸收線，這些吸收線的激發度低於大氣內層吸收線的激發度。一些早型星如O、B型發射星（見恆星光譜分類、沃爾夫－拉葉星），以及其他一些恆星，都有這種延伸大氣。
化學成分 通過恆星光譜中譜線的研究，可以測定恆星大氣的化學成分。研究得最多的是太陽及其附近的星。結果表明,星族I恆星大氣中元素的豐度與太陽的基本相同，這稱為正常豐度，其數值列於下表（按幾個元素族列出，並取氫的值為100）。
表說明，氫占絕對優勢，而金屬含量甚微。但是，亞矮星、高速星以及球狀星團等星族Ⅱ成員，其金屬含量更低，大約比正常豐度還要小兩個數量級。不同星族之間化學成分的差異，對於研究恆星的演化具有十分重要的意義。 參考書目
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恆星大氣相關圖片
恆星大氣圖