太阳系的动力——太阳(三)
上一节中，主要以太阳内部的结构出发，阐述了基本方程组的构建和一般的恒星演化模型。在此节中，主要关注光球层到星际物质的过渡区，称之为“恒星大气”，基于此研究的任务主要是研究恒星的最外层结构，包括其物理状态、物理过程和化学组成，涉及的内容不仅仅是恒星内部结构和演化，还有星系演化、宇宙化学、星际介质等等诸多内容的联结。
对于恒星大气的观测手段主要有测光观测和光谱观测，两者各有优劣。前者可以通过小望远镜就可以得到星等较深，而巡天也可以得到数量巨大的目标源、但是得到的参数有限、红化不定（依赖于其他参数）。后者得到的参数多、不同元素丰度不受红化的影响，但是得到的星等较浅，花费时间长且数量少。
上一节中，给出了恒星结构的基本参数，这一节中关于恒星大气的基本参数有辐射能流、有效温度、log g、元素占比[Xi/H]等，而在应用过程中的基本大气参数有：有效温度、log g、[Fe/H]、Vt等。
在准备恒星大气的基本方程组前，需要厘清和理解以下重要的基本物理过程和概念。
史蒂芬-玻尔兹曼定律：（只适用于黑体这类的理想源）
绝对星等：（反映天体真实的发光本领）
热动平衡状态及特点：
温度T恒定；
辐射场强度均匀
，其满足普朗克公式
；
热发射和吸收系数满足基尔霍夫（Kirchhoff）定律；
速度分布满足麦克斯韦（Maxwell）分布律
；引入
，分布律转化为：
，
原子激发满足玻尔兹曼（Boltzmann）方程
，可推得萨哈（Saha）公式：
。
辐射强度及其特征：
θ表征方向，若与此无关，则说明辐射是各向同性的；
t表示时间，若与此无关，则说明辐射是稳定的；
w表示位置，若与此无关，则说明辐射是均匀的。
由此可以推导得到平均辐射强度
、辐射能量密度
、辐射能量流
以及辐射压强
。
物态方程
：
完全电离：
，同内部的结构与演化
；
部分电离：平均每个原子释放了
个电子，则有
.
吸收系数
和发射系数
导出辐射转移方程：
和源函数
。
基于物质均匀的平行平面层、稳定且不随时间变化的辐射场、流体静力学平衡、辐射平衡、基本由H和He构成的气体五个条件假设，列出一下的恒星大气基本方程组：
流体静力学平衡：
，其中，
;
辐射转移方程：
或
;
能量平衡方程：
，即
;
统计平衡方程：
；
粒子数守恒方程：
,
;
电荷数守恒方程：
;
物态补充方程：
。
再结合表面和底层的边界条件，即可给出相关的形式解。
以上的方程组在一定条件下可以适当简化，例如在考虑灰大气模型时，通常认为与频率无关，且源函数就是普朗克函数，处于热动平衡，这样得到的形式解给出了辐射强度
，在爱丁顿近似的条件下，
，则有温度的表达式为：
。而这可以用来解释太阳的临边昏暗现象，即当μ=0时的辐射强度要比μ=1时的辐射强度低，
。
基于此，对于恒星大气还只是凤毛麟角。从谱线的观测上来说，光球层主要是连续谱叠加吸收线，色球层主要集中在远紫外和射电波段，而日冕层横跨几乎整个电磁波谱、但在可见光的辐射较少。
从谱线的展宽、吸收轮廓上可以分析出相关元素的丰度。而造成谱线展宽的物理机制主要有：自然宽度（即无外界影响的宽度，取决于激发态的原子寿命，寿命长宽度窄），呈现出洛伦兹轮廓；多普勒变宽（即原子在空间中做热运动引起的变宽，有红移和蓝移），呈现高斯轮廓；压强、碰撞致宽（即吸收原子与其他粒子碰撞造成的谱线加宽，碰撞几率与压强有关），呈现Stark轮廓；塞曼分裂（即磁场作用下的谱线分裂）；超精细结构（原子核中的磁矩和电矩与电子引起）；自吸变宽（谱线被同种元素基态原子吸收）。因此谱线的总吸收轮廓呈现出Voigt轮廓，是由各种形式的吸收轮廓叠加而成。
另外，对于恒星的光度分析主要集中在赫罗图中，依据此有恒星的光谱分类，习惯上利用O/B/A/F/G/K/M（Oh！Be A Fantastic/Fine Girl/Gentlemen. Kiss Me!）+0-9次型（Harward分类法），结合谱线的等值宽度由低到高给出I-V型（Yerkes分类法），如太阳为G2V型星。
至此，对于太阳从内至外的基本模型和过程已基本梳理完毕，注意在这里都是考虑“稳态”的太阳，并没有叠加更加细节和复杂多变的活动，但这个背景理论也完全适用在刚开始认识太阳的过程中，由于侧重点的不同，以及研究领域的差别，在此不再多做深入探讨，感兴趣的可以去参看近几年更多关于太阳星震学方面的研究工作，而本文集主要集中考虑的是行星际空间物理，便不再赘述，在之后的节选中更侧重于描述太阳活动的观测现象和部分物理背景。
