理論天體物理學中較早發展起來的一個重要組成部分，主要是通過對恒星光譜的解釋來研究恒星大氣的物理狀態、物理過程和化學組成。
恒星大氣理論的研究開始於二十世紀初。早在1905年，舒斯特就討論瞭恒星大氣的輻射轉移問題。1906年，K.史瓦西提出瞭輻射平衡和局部熱動平衡的假設，為恒星大氣的研究奠定瞭基礎。1929年，米爾恩又描繪出恒星大氣輻射平衡理論的輪廓。三十年代以後，利用量子力學等理論研究恒星大氣內的物理過程，如原子的激發和和電離、輻射的吸收和發射等過程，使恒星大氣的輻射平衡理論得到瞭全面的發展。1940年，斯特龍根開始創立恒星大氣模型的研究方法，以推導恒星大氣內各個物理量隨深度分佈的規律。五十年代以來，隨著電子計算技術的迅速發展，已計算出各類光譜型恒星大氣模型，為精密研究恒星光譜創造瞭條件。恒星大氣理論不僅研究正常恒星的大氣，還研究恒星的延伸大氣、化學組成反常的恒星的大氣以及對局部熱動平衡和輻射平衡有偏離的大氣等。此外，恒星大氣的對流、湍動、自轉、質量外流、電磁過程和非熱現象等，也是恒星大氣理論所要討論的課題。
恒星大氣理論的幾個基本問題是：
恒星大氣模型 恒星大氣模型是從實際恒星大氣抽象出來的理論模型。它的任務是給出恒星大氣內不同深度的各個物理量（如溫度、壓力、密度等）的分佈規律。
恒星連續光譜的研究 把利用恒星大氣模型計算得到的各個物理量隨深度分佈規律引入輻射轉移方程（見輻射轉移理論），可以得到恒星連續光譜能量分佈的理論曲線，也就是單色輻射流隨波長或頻率的變化曲線。利用這一曲線可以計算出色溫度、色指數和巴耳末跳變（巴耳末系限內、外強度比的對數）的值，與觀測的結果進行比較，以檢驗輻射平衡理論或恒星大氣模型理論所作的物理假設的正確性。灰色大氣輻射平衡理論向非灰色大氣輻射平衡理論的推進，負氫離子（見恒星大氣的吸收和散射）等吸收源的發現，以及某些恒星大氣對局部熱動平衡和輻射平衡的偏離，都是通過這種途徑而得到確認的。
恒星吸收線光譜的研究 正常恒星的光譜是連續譜加吸收線。雖然吸收線在大氣能量平衡和確定恒星大氣模型中起著比較次要的作用，但研究恒星吸收線光譜則是恒星光譜分析的主要內容。首先是因為這種研究能直接得到恒星大氣化學組成的知識，這是連續譜的研究所不可比擬的。此外，吸收線的形狀、強度、分佈等都同大氣的物理狀態和變化過程密切相關。研究吸收線可以深入瞭解恒星大氣的物理狀況。吸收線的分光光度測量主要給出譜線輪廓和等值寬度的資料。前者反映譜線的形狀，後者表征譜線的強度。恒星光譜吸收線理論主要在兩方面展開。一是吸收線的輻射轉移理論，二是譜線致寬理論。
吸收線的輻射轉移理論的任務是解吸收線的轉移方程，導出譜線輪廓和等值寬度的理論公式。最簡單的是采用反變層模型，這種模型認為連續吸收和線吸收分別產生於光球和它上面的反變層。運用反變層模型討論譜線的等值寬度還不會帶來太大的誤差，但對於分析譜線輪廓來說就嫌太粗略。現在一般采用連續吸收和線吸收產生於同一個大氣層的看法。因此，必須在連續吸收系數上加上線吸收。由於吸收系數同溫度、電子壓力等有關，即同大氣深度有關，嚴格解吸收線的轉移方程，必須應用大氣模型，並采用數值計算方法。
至於譜線致寬理論（見譜線的形成和致寬），它不僅討論譜線致寬的機制，同時還確定每種機制下線吸收系數對頻率和其他物理量的依賴關系。線吸收系數是吸收線輻射轉移理論中的重要參量。恒星吸收線光譜的分析方法也是在分析以及處理譜線等值寬度和譜線輪廓資料的基礎上建立起來的，基本上有三種：
① 生長曲線方法 以譜線等值寬度為基本分析資料的研究方法。從理論上導出吸收線等值寬度和譜線低能級原子數目的關系，稱為理論生長曲線。利用觀測到的多重譜線得出的一系列等值寬度數據，構成觀測生長曲線。把理論生長曲線和觀測生長曲線進行比較，可以確定恒星大氣的化學組成、原子的激發溫度、原子的熱運動速度、湍動速度、阻尼常數等。這種方法的最大優點是簡便，隻需要提供譜線總吸收的資料，不需要有高色散的光譜資料。
② 譜線輪廓方法 利用恒星大氣模型，準確解出吸收線的轉移方程，可以得到理論譜線輪廓。把它同觀測譜線輪廓進行比較，便可對恒星大氣模型、譜線形成和致寬機制進行檢驗。由於在譜線輪廓上可以比較的細節較多，這便成為一個有效的檢驗方法。譜線輪廓的分析方法在計算上比較繁復，但能幫助我們深入瞭解恒星大氣內的物理狀態和大氣內的物理過程。
③ 氫線方法 在恒星大氣裡氫的含量最豐富，大多數恒星的光譜都有氫線。氫線的研究在恒星光譜分析中占重要地位。用氫線分析恒星大氣的方法主要有：由觀測到的最後一條巴耳末系譜線高能級的主量子數確定恒星大氣的電子密度；根據巴耳末系譜線等值寬度確定氫原子數和平均電子密度；由巴耳末系譜線等值寬度確定恒星絕對星等（見星等）；利用氫線輪廓和等值寬度確定恒星大氣的重力加速度。
恒星發射線光譜的研究 除瞭吸收線光譜外，有些恒星還產生發射線，有的甚至以發射線為其光譜的主要特征。因此，對發射線光譜的研究，也是恒星大氣理論中的一個重要課題。比較重要的發射線形成機制有：
① 復合熒光機制 羅斯蘭德證明，當輻射密度很小時，高頻量子轉變為低頻量子的過程占優勢。例如，吸收一個高頻量子hv13，原子從狀態1電離，然後會發射兩個低頻量子hv23和hv12，最後回到狀態1。在發射hv12的過程中就形成頻率為v12的發射線。這種過程稱為復合熒光過程。
② 禁線 當物質密度和輻射密度都比較小時，大量原子會積聚於亞穩態，使得由亞穩態進行的禁戒自發躍遷仍可輻射很大的能量，形成具有一定強度的禁線。
此外，輻射的散射也會產生發射線。根據發射線的形成機制，采用大氣或殼層的某種模型，可以從理論上得到發射線的強度和輪廓，再與觀測數據比較，便可獲得有關大氣或殼層的物理狀態的知識。
恒星大氣化學組成的研究 恒星大氣化學組成的研究是恒星大氣理論的基本課題之一。恒星大氣化學組成是研究恒星大氣的基本資料，根據這些資料可以建立恒星大氣模型及研究恒星的形成和演化。研究恒星大氣化學組成也可以利用生長曲線、譜線輪廓和等值寬度的方法，因為用這些方法可以得到低能級的原子數目，再利用薩哈公式和玻耳茲曼公式就可以求出該元素的含量。
參考書目
J.L.Greenstein，Stellar Atmospheres，Univ.of Chicago Press，Chicago，1960.
D.Mihalas，Stellar Atmospheres，2nd ed.，W.H.Freeman and Co.，San Francisco，1978.