Els límits de l’atmosfera estel·lar no són pas ben definits, ni cap al centre de l’estel, ni cap enfora; d’una banda, les capes més exteriors (anomenades cromosfèriques ) no contribueixen gaire a la formació de l’espectre i, per tant, no són estudiades com formant part de les atmosferes estel·lars; d’altra banda, hom tampoc no hi considera incloses les capes més profundes, per tal com llur radiació és absorbida per les capes superiors i no arriba a l’observador. Resta així una atmosfera estel·lar de gruix variable, però que sempre és reduïda en relació amb el radi R de l’estel, la qual cosa permet de negligir la curvatura i de considerar l’atmosfera com una pila de capes planes i paral·leles. La densitat hi decreix exponencialment amb l’altitud, puix que hi regna un camp gravitatori uniforme de component vertical: g = GM/R 2 , on G és la constant de la gravitació universal i M la massa de l’estel. L’objecte de l’estudi teòric de les atmosferes estel·lars és el de la interacció entre la matèria i la radiació en un medi no uniforme, a fi d’explicar la informació espectroscòpica que arriba a l’observador terrestre. En un primer estudi hom considerà l’atmosfera estel·lar un gas no uniforme; la temperatura i la densitat creixerien en endinsar-se en l’atmosfera, essent aquesta travessada per un flux d’energia transportat per radiació. El 1906, Schwarzschild introduí la hipòtesi de l' equilibri de la radiació i mostrà com obtenir, a partir de la condició f( τ) = F = ct ( F , flux; τ, profunditat òptica), la distribució de les temperatures. Amb l’ús de la llei de la radiació de Planck-Kirchhoff hom arribà a la teoria de l' equilibri termodinàmic local (ETL), segons la qual el gas és, en cada punt, molt a prop de l’equilibri termodinàmic i, per tant, la temperatura i la densitat defineixen completament l’estat del gas. En aquest cas la radiació produïda seria la de l’equilibri, és a dir, la del cos negre. Evidentment, aquesta teoria no és perfecta, sobretot pel que fa referència a l’estat del camp de radiació; però la major part dels problemes de les atmosferes estel·lars poden ésser tractats considerant l’ETL. El 1938 hom descobrí l’ió negatiu hidrogen H - com l’absorbent de la radiació més important en la matèria estel·lar, fet que fou utilitzat per la interpretació dels espectres estel·lars i solars. El model Schuster-Schwarzschild (SS) suggereix l’existència d’una fotosfera responsable del fons continu de l’espectre, amb una atmosfera superposada (capa inversora) responsable de les ratlles, les quals es formarien essencialment per difusió. El 1929, Eddington mostrà la possibilitat d’una alternativa a la hipòtesi SS. El model Milne-Eddington (ME) correspon a una relació entre l’absorció contínua i l’absorció a la ratlla, independentment de la profunditat. Des del 1950, aproximadament, la introducció dels mitjans de càlcul electrònic ha obert un nou camí a la teoria de les atmosferes estel·lars.
f
Meteorologia
Astronomia