A csillaglégkör szerkezete

A fenti egyszerű modellekben a csillagok felszínén a nyomást 0-nak tételeztük fel. Mivel a csillagoknak nincs szilárd felszínük, így ez csak durva közelítés. Valójában a csillagok fotoszférája felett is található anyag, ez a csillag légköre. Mivel a csillaglégkör igen kis tömegű a csillag többi részéhez képest, a csillaglégkörben a gravitációs gyorsulás ugyanúgy a csillag össztömegétől és sugarától függ, mint fentebb (sugárnak most a fotoszféra sugarát tekintjük). Ha a fotoszférától mérhető távolságot h-val jelöljük, a hidrosztatikai egyensúly egyenlete a következő formát ölti:

$${dP \over dh} =  - \rho g =  -\rho {{G M} \over R^2}.$$ (1.22)

Ha a hőmérsékletet állandónak vesszük (izotermikus csillaglégkör), akkor az (1.11) állapotegyenleten keresztül a nyomás deriváltja átírható a sűrűség deriváltjává:

$${dP \over dh} =  {{\mathcal(R) T} \over \mu} {{d \rho} \over {dh}} =  -\rho g .$$ (1.23)

Ennek az egyenletnek a megoldása:

$$\rho =  \rho_f \exp \left [ - {{\mu g} \over {\mathcal{R} T}} h \right ] =  \rho_f \exp \left [ - {h \over H_p} \right ],$$ (1.24)

ahol $\rho_f$ a fotoszféra sűrűsége. Teljesen hasonló kifejezés kapható a nyomásra is, csak ott $\rho_f$ helyén $P_f$ áll. $H_p = \mathcal{R} T / \mu g$ a nyomási skálamagasság, az a távolság, ahol a fotoszféra sűrűsége, ill. nyomása a kezdeti érték e-ed részére csökken. A Nap légkörében ez a távolság kb. 200 km. Az (1.24) egyenlet a földi atmoszférában is érvényes, ezért barometrikus magasságformulának is nevezik.