Zależy ono silnie od mechanizmu transportu energii, od temperatury i gęstości wewnątrz gwiazdy.
Równania gwiazdy należy więc uzupełnić równaniem na przewodnictwo cieplne ośrodka
Jeżeli przewodnictwo cieplne zdominowane jest przez promieniowanie (gaz fotonowy) to:
gdzie σ=a c/4 jest współczynnikiem występującym w prawie Stefana-Boltzmanna (promieniowanie ciała doskonale czarnego), a
jest średnią drogą swobodną fotonu w plazmie, κ jest współczynnikiem nieprzeźroczystości ośrodka.
W plazmie gwiazdy gdzie dominuje gaz elektronowy droga swobodna fotonu zależy od gęstości elektronów ne i przekroju czynnego σe na rozpraszanie fotonów na elektronach (rozpraszanie Thomsona)
Dla przykładu, we wnętrzu Słońca dla gęstości 104 kg m−3 średnia droga fotonu wynosi około 10−5 m. Wnętrze gwiazdy nie jest przezroczyste dla fotonów, staje się przezroczyste dopiero w warstwie między Rγ=R-λ(Rγ) a promieniem gwiazdy R gdzie droga swobodna fotonów jest większa od rozpraszającej warstwy plazmy. Promień Rγ nazywamy promienień fotosfery (fotosfera). Jest to widoczny promień np. Słońca. Droga swobodna neutrin w większości gwiazd jest większa niż promień gwiazdy (wyjątkiem jest młoda gwiazda neutronowa). Neutrina niosą więc informację z samego centrum gwiazdy gdzie zachodzą reakcje syntezy jądrowej.
Linki zewnętrzne Variational Principles for Stellar Structure, Dallas C. Kennedy, Sidney A. Bludman, 1996
Kategoria:Fizyka gwiazd