Die Photosphäre ist die Gasschicht , aus der die sichtbare Oberfläche von Sternen , insbesondere der Sonne , besteht und in der sich die meisten Spektrallinien von ultraviolett bis infrarot bilden . Die Untersuchung dieser Gasschicht ermöglicht es, bestimmte grundlegende Eigenschaften eines Sterns zu definieren, beispielsweise die Messung seiner chemischen Zusammensetzung , seiner Temperatur und seiner Oberflächengravitation , seines Magnetfelds oder der mit seinen Pulsationen verbundenen Geschwindigkeitsfelder , seine Rotationsbewegung oder seine globale Bewegung.
Es ist möglich, die Basisoberfläche der Photosphäre durch optische Überlegungen zu definieren. Für eine gegebene Wellenlänge ist es die sphärische Oberfläche, so dass die optische Tiefe, die auf einer Sichtlinie gemessen wird, die von dieser Oberfläche zu einem weit vom Stern entfernten Beobachter verläuft, genau gleich der Einheit ist. Somit ist die sichtbare Oberfläche der Sonne als der Ort definiert, für den die optische Tiefe bei 500 nm gleich 1 ist.
Für die Sonne ist die Photosphäre einige hundert Kilometer dick und ermöglicht es, eine sogenannte effektive Temperatur von 5.780 Kelvin zu definieren . Die durchschnittliche Dichte in der Photosphäre beträgt ungefähr 3 × 10 –7 g / cm 3 . Es zeigt ein unregelmäßiges Erscheinungsbild, das durch das Netzwerk von Granulaten verursacht wird, das mit den konvektiven Bewegungen des Gases verbunden ist, und wird mit Sonnenflecken übersät , Regionen, die lokal kälter sind und ein intensives Magnetfeld (in der Größenordnung von 0,3 Tesla ) schützen, umso zahlreicher nahe einem Maximum des Sonnenzyklus von 11 Jahren.
Zwischen der Photosphäre und dem Kern der Sonne nehmen Temperatur und Druck zu, wenn der Abstand vom Sonnenzentrum abnimmt. Wenn wir von der Photosphäre zur Chromosphäre und dann zur Korona gehen , nimmt der Druck ab. Die Temperatur erreicht ein Minimum und steigt dann wieder an. Die Chromosphäre und die Photosphäre ergänzen sich.