La fotosfera designa las capas superficiales solares o estelares de las que escapa la radiación óptica. Estas capas exteriores estelares pueden ser modeladas por diferentes programas informáticos. A menudo, los modelos calculados se utilizan, junto con otros programas, para calcular espectros sintéticos de estrellas . Por ejemplo, al variar la abundancia supuesta de un elemento químico y comparar los espectros sintéticos con los observados, se puede determinar la abundancia de ese elemento en esa estrella en particular. A medida que las computadoras han evolucionado, la complejidad de los modelos se ha profundizado, volviéndose más realistas al incluir más datos físicos y excluir más de los supuestos simplificadores. Esta evolución de los modelos también los ha hecho aplicables a diferentes tipos de estrellas.
Esta suposición (LTE) significa que dentro de cualquier volumen computacional local, se supone el estado de equilibrio termodinámico:
Una suposición simplificadora común es que la atmósfera es plana y paralela, lo que significa que las variables físicas dependen de una sola coordenada espacial: la profundidad vertical (es decir, se supone que vemos la atmósfera estelar "de frente", ignorando las porciones curvas hacia los bordes). En las estrellas donde la fotosfera es relativamente gruesa en comparación con el diámetro estelar, esta no es una buena aproximación y es más apropiada la suposición de una atmósfera esférica.
Muchas estrellas pierden masa en forma de vientos estelares. Especialmente en el caso de estrellas muy calientes (temperaturas fotosféricas > 10.000 Kelvin) y muy luminosas, estos vientos pueden ser tan densos que la mayor parte del espectro emergente se forma en una "atmósfera en expansión", es decir, en capas que se desplazan hacia el exterior a una velocidad elevada que puede alcanzar unos pocos miles de km/s.
Esto significa que actualmente la estrella no está experimentando ningún cambio radical en su estructura que implique pulsaciones a gran escala, flujos o pérdida de masa.
Esta suposición significa que los movimientos convectivos en la atmósfera se describen mediante la teoría de la longitud de mezcla, modelada como paquetes de gas que ascienden y se desintegran. Para tener en cuenta algunos de los efectos de pequeña escala en los movimientos convectivos, a menudo se utiliza un parámetro llamado microturbulencia. La microturbulencia corresponde a los movimientos de átomos o moléculas en escalas más pequeñas que la trayectoria libre media del fotón .
Para modelar completamente la fotosfera, sería necesario incluir todas las líneas de absorción de todos los elementos presentes. Esto no es factible porque sería computacionalmente muy exigente y, además, no se conocen todos los espectros en su totalidad. Por lo tanto, es necesario simplificar el tratamiento de la opacidad. Los métodos utilizados en los modelos de la fotosfera incluyen:
El muestreo de opacidad significa que la transferencia radiativa se evalúa para una serie de longitudes de onda ópticas distribuidas en las partes interesantes del espectro. Aunque el modelo mejoraría si se incluyeran más frecuencias, el muestreo de opacidad utiliza la menor cantidad posible para obtener un modelo realista, lo que minimiza el tiempo de cálculo.
Al utilizar funciones de distribución de opacidad, los espectros se dividen en subsecciones, dentro de las cuales las probabilidades de absorción se reorganizan y simplifican para formar una función uniforme. De manera similar al método de muestreo de opacidad, esto se mejora agregando más intervalos, pero a costa de prolongar el tiempo de cálculo.
Existen varios códigos informáticos diferentes que modelan fotosferas estelares. Algunos de ellos se describen aquí y otros se encuentran vinculados en "Enlaces externos" a continuación.
El código ATLAS fue presentado originalmente en 1970 por Robert Kurucz, partiendo de la hipótesis de LTE y de atmósferas hidrostáticas y plano-paralelas. Dado que el código fuente está disponible públicamente en la web, ha sido modificado por distintas personas en numerosas ocasiones a lo largo de los años y, en la actualidad, existe en muchas versiones. Existen versiones plano-paralelas y esféricas, así como versiones que utilizan funciones de muestreo o distribución de opacidad.
El código MARCS (Model Atmospheres in Radiative and Convective Scheme) fue presentado originalmente en 1975 por Bengt Gustafsson, Roger Bell y otros. El código original simulaba espectros estelares suponiendo que la atmósfera estaba en equilibrio hidrostático, en un plano paralelo, con convección descrita por la teoría de longitud de mezcla. La evolución del código desde entonces ha implicado un mejor modelado de la opacidad lineal (muestreo de opacidad en lugar de funciones de distribución de opacidad), modelado esférico e inclusión de un número cada vez mayor de datos físicos. Hoy en día, una gran red de diferentes modelos está disponible en la web.
El código PHOENIX es un "resurgimiento de las cenizas" de un código anterior llamado SNIRIS y desarrollado principalmente por Peter Hauschildt (Hamburger Sternwarte) a partir de 1992; se actualiza periódicamente y se pone a disposición en la web. Se ejecuta en dos modos de configuración espacial diferentes: el modo unidimensional "clásico", que supone simetría esférica, y el modo tridimensional. Permite realizar cálculos para muchos objetos astrofísicos diferentes, es decir, supernovas, novas, estrellas y planetas. Tiene en cuenta la dispersión y el polvo y permite realizar cálculos no LTE sobre muchas especies atómicas, además de LTE sobre átomos y moléculas.
El código PoWR (Potsdam Wolf-Rayet) está diseñado para atmósferas estelares en expansión, es decir, para estrellas con un viento estelar. Ha sido desarrollado desde la década de 1990 por Wolf-Rainer Hamann y colaboradores en la Universität Potsdam (Alemania) especialmente para simular estrellas Wolf-Rayet , que son estrellas calientes con una pérdida de masa muy fuerte. Adoptando simetría esférica y estacionariedad, el programa calcula los números de ocupación de los estados de energía atómica, incluido el balance de ionización, en no LTE, y resuelve consistentemente el problema de transferencia radiativa en el marco comóvil. Los parámetros del viento estelar (tasa de pérdida de masa, velocidad del viento) se pueden especificar como parámetro libre o, alternativamente, calcularse a partir de la ecuación hidrodinámica de manera consistente. Como el código PoWR trata consistentemente las capas estáticas y en expansión de la atmósfera estelar, es aplicable para cualquier tipo de estrellas calientes. El código como tal aún no es público, pero grandes conjuntos de modelos de estrellas Wolf-Rayet están disponibles en la web.
Se están realizando esfuerzos para construir modelos que no supongan la LTE y/o que calculen los movimientos hidrodinámicos detallados en lugar de suposiciones hidrostáticas. Estos modelos son físicamente más realistas, pero también requieren más datos físicos, como secciones transversales y probabilidades para diferentes procesos atómicos. Estos modelos son bastante exigentes desde el punto de vista computacional y aún no han alcanzado una etapa de distribución más amplia.
Las atmósferas modelo, si bien son interesantes por sí mismas, se utilizan con frecuencia como parte de recetas de entrada y herramientas para estudiar otros problemas astrofísicos.
Como resultado de la evolución estelar, los cambios en la estructura interna de las estrellas se manifiestan en la fotosfera.
Los programas de síntesis espectral (por ejemplo, Moog (código) ) suelen utilizar fotosferas previamente generadas para describir las condiciones físicas (temperatura, presión, etc.) a través de las cuales deben viajar los fotones para escapar de la atmósfera estelar. Junto con una lista de líneas de absorción y una tabla de abundancia elemental, los programas de síntesis espectral generan espectros sintéticos. Al comparar estos espectros sintéticos con espectros observados de estrellas distantes, los astrónomos pueden determinar las propiedades (temperatura, edad, composición química, etc.) de estas estrellas.