Спектроскопическими методами удается наблюдать излучение главным образом фотосфер и в некоторых случаях хромосфер звезд. Для изучения физических условий в звездных атмосферах в принципе должны быть применены те же самые методы, что и для исследования солнечной фотосферы. Однако из наблюдений звезды, как правило, невозможно установить распределение яркости по ее диску. Поэтому определение изменения температуры с оптической глубиной может быть выполнено только теоретически. Как мы видели на примере Солнца, конкретные свойства фотосферы зависят от эффективной температуры, массы и радиуса звезды. В sect; 120 было показано, что шкала высоты находится по формуле

где R - универсальная газовая постоянная, а ускорение силы тяжести (R* - радиус звезды):

Если бы температуры и массы всех звезд были одинаковы, протяженность их атмосфер была бы пропорциональна квадрату радиуса. В действительности, благодаря наличию зависимости масса - светимость - радиус она оказывается пропорциональной R* в степени несколько выше первой.

Отсюда следует, что звезды верхней части диаграммы спектр - светимость с наибольшими радиусами обладают самыми протяженными атмосферами. У гигантов поздних спектральных классов протяженность фотосфер больше, чем у Солнца, в сотни раз, а у сверхгигантов - в тысячи и десятки тысяч раз.

Поэтому если протяженность солнечной фотосферы всего лишь несколько сотен километров, то у звезд главной последовательности ранних спектральных классов она достигает тысячи километров, у гигантов - десятков тысяч, а у сверхгигантов

- миллионов километров. С другой стороны, белые карлики, масса которых чуть меньше солнечной, по своим размерам примерно в сто раз меньше Солнца и протяженность их атмосфер в десять тысяч раз меньше солнечной и составляет около десяти метров (одна миллионная доля радиуса!)

С протяженностями атмосфер тесно связан вопрос о наличии конвективных оболочек у звезд. Как мы видели, у Солнца имеется подфотосферная конвективная зона. При не слишком высоких температурах одно лучеиспускание без конвекции не может перенести всей той энергии, которая должна выйти из недр звезды и попасть в атмосферу, чтобы высветиться в пространство. Кроме того, в холодной атмосфере возникновение конвекции облегчается тем, что она способна эффективнее переносить энергию: поднимающийся из глубоких слоев элемент конвенкции содержит ионизованный водород, который в верхних, холодных слоях отдает не только тепловую, но и, становясь нейтральным, ионизационную энергию. Поэтому у звезд более холодных, чем Солнце, водородные конвективные оболочки еще протяженнее, а сама конвекция сильнее. С другой стороны, у звезд горячее Солнца, у которых водород ионизован всюду в атмосфере, возникновение конвекции затруднено и конвективные зоны не возникают, поскольку лучеиспускание обеспечивает необходимый перенос энергии.

Теперь рассмотрим плотности атмосфер различных звезд. Для определения плотности r  солнечной фотосферы мы воспользовались в sect; 121 тем соображением, что количество вещества, содержащееся в слое атмосферы толщиной Н, должно обладать заметной непрозрачностью (иметь оптическую толщину t  1). Иными словами,

Если бы непрозрачность вещества во внешних слоях у всех звезд была одинакова, то плотности были бы обратно пропорциональны протяженностям Н. Но непрозрачность вещества сильно зависит от температуры и, что особенно важно, от давления, определяемого силой тяжести. Чем больше сила тяжести, а следовательно, и давление, тем сильнее непрозрачность. Однако мы только что видели, что протяженность как раз обратно пропорциональна силе тяжести. Поэтому произведение k Н, входящее в формулу (9.16), должно меняться мало. Это объясняет, почему плотности звездных фотосфер различаются между собой значительно меньше, чем их протяженности.

Действительно, фотосферы гигантов и сверхгигантов всего лишь раз в 10 разреженнее солнечной, в то время как наружные слои белых карликов только в 10 раз плотнее. Наиболее разреженными являются атмосферы гигантов и холодных сверхгигантов. Их фотосферы в сотни тысяч раз разреженнее солнечной, что соответствует условиям в верхних слоях солнечной хромосферы.

Таким образом, в этом разделе мы рассмотрели важнейшие особенности и строение нормальных звезд, занимающих различное положение на диаграмме Герцшпрунга - Рессела. В качестве итога в табл. 12 приведены характеристики наиболее типичных звезд. Три первые из них, включая Солнце, расположены на главной последовательности, одна (класса В0) существенно выше, а другая (класса М0) - существенно ниже Солнца. Четвертая звезда - типичный красный гигант с массой несколько большей, чем у Солнца. Наконец последняя звезда - представитель белых карликов, занимающих самое нижнее положение на диаграмме спектр - светимость.

Следует иметь в виду, что все числа, приведенные в табл. 12, как правило, являются результатом грубых предварительных расчетов, к тому же округленных для удобства запоминания.