Sao
Cấu trúc

Bài chi tiết: Cấu trúc sao
Phần bên trong của một sao ổn định tuân theo trạng thái cân bằng thủy tĩnh: các lực tác động vào một thể tích nhỏ bất kỳ được cân bằng chính xác với nhau. Những lực cân bằng bao gồm lực hấp dẫn hướng vào trong và lực hướng ra ngoài là gradient áp suất bên trong ngôi sao. Gradient áp suất được thiết lập nên bởi gradient nhiệt độ của plasma; phần bên ngoài của sao thì lạnh hơn phần bên trong lõi. Nhiệt độ tại lõi của một sao ở dải chính hoặc sao khổng lồ là ít nhất vào khoảng vài chục triệu K. Hệ quả là nhiệt độ và áp suất tại lõi đốt cháy hydro của sao ở dải chính là đủ cho phản ứng tổng hợp hạt nhân diễn ra và đủ để tạo ra năng lượng chống lại sự suy sụp của ngôi sao.
Khi hạt nhân nguyên tử được tổng hợp tại lõi, chúng phát ra năng lượng dưới dạng các tia gamma. Những photon này tương tác với plasma xung quanh, làm tăng thêm nhiệt năng tại lõi. Các ngôi sao ở dải chính biến đổi hydro thành heli qua phản ứng tổng hợp, tạo ra tỷ lệ tăng ổn định, chậm chạp của heli tại lõi. Thậm chí cho đến khi nguyên tố heli chiếm đa số và sự sinh năng lượng bị ngừng hẳn tại lõi. Quả thực, đối với các ngôi sao nặng hơn 0,4 lần khối lượng Mặt Trời, sự tổng hợp diễn ra chậm dần trong lớp vỏ nở rộng xung quanh lõi heli thoái hoá (degenerate).
Ngoài cân bằng thủy tĩnh, phần bên trong của một ngôi sao ổn định cũng duy trì sự cân bằng năng lượng về nhiệt lượng. Có một gradient nhiệt độ xuyên tâm trên toàn bộ phần bên trong sao cho tạo ra một thông lượng năng lượng theo đó hướng ra bên ngoài. Thông lượng năng lượng hướng ra ngoài thoát ra từ một lớp bên trong bất kỳ của ngôi sao bằng một cách chính xác thông lượng năng lượng từ lớp phía dưới hướng vào lớp đó.
Đới bức xạ là vùng bên trong ngôi sao nơi sự truyền bức xạ diễn ra đủ hữu hiệu để duy trì thông lượng năng lượng. Trong vùng này, plasma sẽ không bị xáo trộn và không tồn tại một chuyển động lớn nào của vật chất. Tuy nhiên, nếu điều này không đúng, thì plasma sẽ trở lên không ổn định và sự đối lưu diễn ra, tạo ra đới đối lưu. Điều này có thể xảy ra, ví dụ, trong vùng xuất hiện những thông lượng năng lượng rất cao, như gần tại lõi hoặc trong những vùng có độ mờ đục quang học cao như lớp vỏ bên ngoài.
Việc xảy ra sự đối lưu trong lớp vỏ bên ngoài của một sao ở dải chính phụ thuộc vào khối lượng của ngôi sao. Các sao với khối lượng một vài lần khối lượng Mặt Trời có đới đối lưu sâu bên trong cấu trúc của sao và một đới bức xạ ở những lớp phía bên ngoài. Những ngôi sao nhỏ hơn như Mặt Trời lại ngược lại, chúng có đới đối lưu nằm ở những lớp bên ngoài. Những sao lùn đỏ với khối lượng nhỏ hơn 0,4 lần khối lượng Mặt Trời thì sự đối lưu xảy ra trong toàn bộ ngôi sao và ngăn cản sự tích tụ thành một lõi heli. Đối với hầu hết các sao, những đới đối lưu sẽ luôn thay đổi theo thời gian khi ngôi sao trở lên già hơn và cấu trúc bên trong của sao bị thay đổi theo.
Phần của ngôi sao hiện lên trước mắt một người quan sát được gọi là quang quyển. Đây là lớp mà tại đó plasma của sao trở lên trong suốt đối với photon của ánh sáng. Từ vùng này, năng lượng được tạo ra ở lõi được tự do lan truyền vào không gian. Trong quang quyển có những vùng gọi là vết đen Mặt Trời (sun spot), đó là những vùng với nhiệt độ trung bình thấp hơn xuất hiện trên quang quyển.
Bên trên quang quyển là khí quyển của ngôi sao. Đối với các sao ở dải chính như Mặt Trời, đới thấp nhất bên trong khí quyển là vùng sắc quyển mỏng, nơi các tai lửa (spicule) xuất hiện và chớp lửa của sao (flare star) hình thành. Vùng này được bao bọc xung quanh bởi một vùng chuyển tiếp, nơi nhiệt độ tăng lên một cách nhanh chóng chỉ trong khoảng cách độ cao 100 km. Bên ngoài vùng này nữa gọi là quầng (corona) hay đối với Mặt Trời gọi là vành nhật hoa, một vùng với thể tích plasma siêu nóng và có thể mở rộng ra ngoài không gian hàng triệu km. Sự tồn tại của quầng dường như độc lập với đới đối lưu ở những lớp bên ngoài của sao. Và mặc dù nó có nhiệt độ rất cao, quầng phát ra rất ít ánh sáng. Vùng quầng của Mặt Trời thường chỉ có thể nhìn thấy được trong quá trình nhật thực.
Từ vùng quầng này, gió sao chứa các hạt plasam mở rộng ra bên ngoài từ ngôi sao, lan truyền cho đến tận khi nó tương tác với môi trường liên sao. Đối với Mặt Trời, sự ảnh hưởng của gió Mặt Trời mở rộng ra tận đến vùng có hình dạng bong bóng của nhật quyển (heliosphere).