Фотосфера (від фото... і сфера ) , найбільш глибокі і найщільніші шари атмосфери зірки (в т.ч. і Сонця), з яких виходить головна доля випромінюваної нею енергії. У Ф. виникає велика частина безперервного спектру зірок (головним чином видимого), а також більшість фраунгоферових ліній поглинання. Як правило, Ф. знаходиться в променистій рівновазі. У вищих шарах випромінюванню легко покинути атмосферу зірки і тому температура зірки знижується у міру переходу до зовнішніх шарів. В середньому вона близька до ефективної температури зірки. Протяжність Ф. зірок головної послідовності (на Герцшпрунга – Ресселла діаграмі ) складає 10 -4 –10 -3 частина їх радіусу, у білих карликів – порядку 10 -6 а у гігантів і надгігантів 10 -3 –10 -2 частина радіусу. Середня щільність газів фотосфер різних зірок поміщена в межах від 10 -9 г/см 3 в гарячих зірок головної послідовності до 10 -6 г/см 3 у білих карликів. Краще всього вивчена Ф. Сонця, співпадаюча з його поверхнею, що здається. Протяжність сонячної Ф. 200–300 км., температура 4500–8000 До, тиск газів 10 -5 –10 -3 дінів/см 2 . Ф. – єдина на Сонці область відносно слабкої іонізації переважаючого на нім хімічного елементу – водню, міра іонізації якого біля 10 -4 . В зірок типа Сонця сильна непрозорість фотосферних газів обумовлена невеликою домішкою негативних іонів водню. За допомогою фотосферного телескопа можна спостерігати тонку структуру сонячної Ф. – грануляцію у вигляді системи невеликих (близько 1000 км. ) округлих яскравих гранул, розділених темними міжгранульними проміжками.
