Bintang
Struktur

Artikel utama: Struktur bintang
Bagian dalam dari bintang stabil berada dalam keadaan setimbang secara hidrostatis, di mana gaya akibat gradien tekanan dari dalam bintang yang mendorong ke luar mengimbangi gaya gravitasi yang menarik ke dalam. Gradien tekanan ini diakibatkan oleh gradien suhu plasma bintang, yang tinggi pada bagian luarnya dan semakin dingin mendekati intinya. Suhu inti sebuah bintang deret utama atau bintang raksasa paling tidak berada dalam besaran 107 °C. Suhu dan tekanan yang dialami inti pembakar hidrogen pada bintang deret utama cukup untuk memungkinkan fusi nuklir terjadi dan untuk menghasilkan energi yang cukup guna menghindari keruntuhan bintang.
Ketika mengalami fusi nuklir dalam inti bintang, inti atom memancarkan energi dalam bentuk sinar gama. Foton-foton ini berinteraksi dengan plasma sekitarnya dan meningkatkan energi termal pada inti. Bintang-bintang deret utama mengubah hidrogen menjadi helium yang membuat proporsi helium dalam intinya meningkat secara perlahan namun pasti. Akhirnya muatan helium akan menjadi dominan dan produksi energi pun berhenti dalam inti. Namun bagi bintang yang bermassa lebih dari 0,4 kali massa matahari, reaksi fusi terjadi pada lapisan yang perlahan mengembang di sekitar inti helium degenerat.
Selain kesetimbangan hidrostatis, bagian dalam sebuah bintang yang stabil juga akan mempertahankan kesetimbangan termal. Terdapat gradien suhu di seluruh bagian dalam bintang yang mengakibatkan aliran energi mengalir ke bagian luar. Aliran energi yang meninggalkan tiap lapisan dalam bintang ini akan sama dengan aliran yang datang dari bawah tiap lapisan.
Zona radiasi adalah daerah pada bagian dalam bintang di mana transfer radiatif cukup efisien untuk mempertahankan aliran energi. Dalam daerah ini plasma bintang tidak akan bergerak dan setiap gerakan massa akan terhenti. Namun, jika tidak demikian, maka plasma menjadi tidak stabil dan akan terjadi konveksi yang membentuk zona konveksi. Hal ini dapat terjadi misalnya pada daerah di mana aliran energi yang sangat tinggi terjadi, seperti dekat inti bintang atau di daerah dengan kelegapan (opacity) tinggi seperti pada lapisan luar.
Terjadinya konveksi pada lapisan luar bintang deret utama bergantung pada massanya. Bintang dengan massa berapa kali massa matahari memiliki zona konveksi jauh di bagian dalam bintang dan zona radiasi pada lapisan luar. Bintang yang lebih kecil seperti matahari adalah kebalikannya, dengan zona konveksi yang terletak di lapisan luar. Katai merah dengan massa kurang dari 0,4 kali massa matahari hanya memiliki zona konveksi di seluruh lapisannya sehingga mencegah terbentuknya inti helium. Pada sebagian besar bintang, zona konveksi juga akan berubah-ubah dari waktu ke waktu seiring dengan menuanya bintang dan berubahnya susunan inti bintang.
Bagian dari sebuah bintang yang terlihat bagi pengamat disebut fotosfer. Ini adalah lapisan plasma bintang yang menjadi transparan terhadap foton cahaya. Dari sini, energi yang dihasilkan oleh inti menyebar bebas ke luar ke angkasa. Di fotosfer inilah bintik bintang, atau wilayah bersuhu dibawah rata-rata, muncul.
Di atas fotosfer adalah atmosfer bintang. Pada bintang deret utama seperti matahari, bagian terbawah atmosfer merupakan daerah kromosfer yang tipis tempat munculnya spikula dan dimulainya semburan bintang. Kromosfer ini dikelilingi oleh daerah transisi, di mana suhu meningkat dengan cepat dalam jarak hanya 100 km. Di luarnya adalah korona, volume plasma maha panas yang dapat menjangkau ke luar hingga beberapa juta kilometer. Keberadaan korona tampaknya bergantung pada zona konveksi pada lapisan luar bintang. Meskipun suhunya tinggi, korona hanya memancarkan sedikit sekali cahaya. Wilayah korona matahari biasanya hanya terlihat pada gerhana matahari.
Dari korona, angin bintang bermuatan partikel plasma mengembang keluar dari bintang, menyebar hingga berinteraksi dengan medium antarbintang. Untuk matahari, pengaruh angin suryanya meluas hingga ke seluruh wilayah heliosfer yang berbentuk gelembung.