色球 光球的外面是色球。太阳的色球可在日蚀时或在某些单色光中进行观测﹐它的厚度约2﹐000公里﹐基本透明﹐对光球辐射的吸收很弱(只有最强的一些吸收线的线心部分可能是在色球中产生的)。太阳色球发出的可见光很少﹐它主要发出一些发射线。其他恒星的色球﹐一般无法单独观测到﹐因为我们观测到的恒星辐射是整个大气的混合辐射﹐其中占压倒优势的光球辐射往往掩盖了其他部分的辐射。只有在晚型星光谱中﹐电离钙的H和K吸收线中有时出现发射成分﹐可以比较肯定地认为它们来自这些恒星的色球。不过﹐人们还是发现了几个很特别的恒星﹐从而获得较详细地研究晚型超巨星色球的可能性﹕这就是由一个晚型超巨星和一个半径小得多的早型星组成的蚀双星系统﹐其中最著名的有御夫座ζ﹑天鹅座31﹑天鹅座32和仙王座VV等星。在这些蚀双星中﹐早型子星半径一般只有晚型超巨星半径的百分之几。早型子星在被蚀之前和被蚀之后﹐将两次从晚型超巨星大气后面经过﹐这时观测者看到的早型子星的光﹐将依次通过晚型超巨星色球不同高度的各层﹐而受到色球物质的吸收。对不同高度的?虿闼???奈?障呓?醒芯咯o就能获得有关晚型超巨星色球物质的物理状态的宝贵信息。近来对元素的高次电离发射线和HeI10830埃线等现象的研究﹐确认存在色球的恒星在赫罗图上分布甚广。其中有的如大角﹑五车二等还是活动色球星﹐它们的色球活动比太阳强得多。已单个建立理论色球模型的恒星也正在日益增多。