恒星の構造
圧力の状態方程式を正確に計算する場合も密度-温度グリッドの調整やフィッティング関数が用いられる。核エネルギー生成率は化学反応ネットワークを考え、個々の反応段階での反応率や気体中の各同位体の平衡存在量が原子核物理学の実験から計算される。
以上の方程式の解は一連の境界条件との組み合わせにより、恒星の挙動を完全に記述する。典型的な境界条件により、恒星の表面部( r = R {\displaystyle r=R} )と恒星の中心( r = 0 {\displaystyle r=0} )での値が適切になるよう観測可能な変数が設定される。圧力を考えたとき、星の表面の圧力はゼロとなる( P ( R ) = 0 {\displaystyle P(R)=0} )。質量に関しては、星の中心部には星の質量密度が有限であることから質量がなく( m ( 0 ) = 0 {\displaystyle m(0)=0} )、星の全質量は星の重量そのものとなる( m ( R ) = M {\displaystyle m(R)=M} )ことが境界条件となる。恒星の温度に関しては有効温度( T ( R ) = T e f f {\displaystyle T(R)=T_{eff}} )が星の表面温度となる。
上記のような単純化されたモデルは、恒星の進化により組成の変化が十分早い場合に補正なしでは適当ではなくなる。静力学的平衡の方程式は、恒星半径の変化が非常に速い時、半径方向の加速度の項を修正する必要がある場合もあり得る。また、恒星の核の燃焼が安定していなかったり、崩壊しつつある場合はエネルギー方程式にエントロピー項を加える必要がある。