Атмосферы звёзд, внешний слой звёзд, в котором происходит образование спектра их излучения. Различают собственно атмосферу — слой, в котором возникает линейчатый спектр, и более глубокую фотосферу, дающую непрерывный спектр; однако резкой границы между ними нет. Под фотосферой, свечение которой определяет блеск звезды, находятся недоступные наблюдениям глубинные слои звезды, содержащие источники энергии. Через фотосферу энергия переносится в основном лучеиспусканием. Для звёзд с постоянным блеском излучение каждого элементарного объёма фотосферы происходит за счёт поглощаемой им лучистой энергии (лучистое равновесие). Построение моделей атмосферы звёзды (вычисление распределения плотности, давления, температуры и других физических характеристик атмосферы по глубине) позволяет теоретически рассчитать распределение энергии в непрерывном и линейчатом спектре звезды. Сравнение теоретического и наблюдаемого спектров для звёзд различных классов является критерием правильности положенных в основу теории предположений. Основные сведения о звёздах (химический состав, движения в атмосфере, вращение, магнитные поля) получены на основе изучения их спектров.
Один из важнейших параметров теории атмосферы звёзд — коэффициент поглощения звёздного вещества, так как он определяет геометрическую глубину фотосферы. Для горячих звёзд основную роль играет поглощение лучистой энергии атомами водорода (для очень горячих добавляется поглощение гелием и рассеяние свободными электронами), в атмосферах холодных звёзд — отрицательными ионами водорода. Химический состав внешних слоев атмосферы звёзды определяют сравнением наблюдённой и теоретической (полученной методом кривой роста или из модели атмосферы звёзды) эквивалентной ширины линий поглощения (т. е. ширины соседнего с линией участка непрерывного спектра, энергия которого равна энергии, поглощённой в линии). Наиболее распространённые элементы — водород и гелий; за ними — углерод, азот, кислород. Число атомов всех металлов составляет примерно одну десятитысячную числа атомов водорода. К 60-м годам 20 века подробно рассчитаны звёздные модели всех спектральных классов, которые в общем хорошо объясняют их наблюдаемые спектры. В общих чертах химический состав атмосферы звёзд одинаков, однако наблюдаются существенные отклонения, связанные как с особым состоянием атмосфер (магнитные звёзды, тесные двойные звёзды), так и с реальными различиями в химическом составе (красные звёзды-гиганты, металлические «гелиевые», «бариевые» и «литиевые» звёзды и др.), вероятно, вызванными эволюционными процессами. Такие звёзды и звёздные группы изучают особенно интенсивно.
Мустель Э. Р. Звездные атмосферы. М. 1960; Адлер Л. Распространенность химических элементов [во вселенной], пер. с англ. М. 1963; Теория звездных спектров. М. 1966; Михалас Д. Звёздные атмосферы (djvu). Часть 1-2. В 2-х частях. Пер. с англ. Москва. Мир. 1982; Соболев В. В. Курс теоретической астрофизики (djvu). 3-е изд., перер. Москва. Наука. 1985.
