Ein Stern befindet sich in ein einem stabilen Zustand, wenn sich die Kräfte in seinem Inneren und die Gravitationskraft ausgleichen.
Das Material eines Sterns zieht sich aufgrund der Gravitation gegenseitig an und verdichtet sich in Richtung des Massezentrums. Auf einen Stern wirkt sein eigenes Gravitationspotenzial wie eine Kraft von außen. Es entsteht ein Gravitationsdruck \(\rho_{grav}\).
Diese Energie wird einerseits bei thermonuklearen Fusionen in Form von Strahlung freigesetzt, andererseits herrscht aufgrund der Temperaturen im Inneren ein hoher Gasdruck. Wenn die erzeugte Strahlung von einem Teilchen emittiert, absorbiert oder reflektiert wird, entsteht ein Strahlungsdruck \(\rho_{St}\). Der Gasdruck wird von \(\rho_{gas}\) beschrieben.
Zudem rotieren Sterne, womit eine ausgezeichnete Drehachse vorhanden ist. Die Konsequenz der Rotation ist eine Zentrifugalkraft – sie bewirkt, dass sich die Teilchen in Äquatornähe ausweiten und einen Zentrifugaldruck \(\rho_{zentri}\) nach außen erzeugen.
Insgesamt wirken also der Strahlungsdruck, der Gasdruck und die Zentrifugalkraft dem Gravitationsdruck entgegen.
Gleichen sich der nach innen gerichtete Druck mit den nach außen gerichteten Drücken aus, spricht man vom hydrostatischen Gleichgewicht.
Der Kräfteausgleich kann mit den oben genannten Drücken wie folgt beschrieben werden: \(\mathrm{\rho}_{grav} = \mathrm{\rho}_{St} + \mathrm{\rho}_{gas} + \mathrm{\rho}_{zentr}\)
Die Mehrheit der Sterne sind Teil eines Doppel- oder Mehrfachsystems und umkreisen ihren Partner in unterschiedlichen Abständen. Man unterscheidet zwischen mehreren Typen von Doppelsternen.
Je nach Spektralklasse unterscheiden sich die Spektren von Sternen in ihrer Intensität und im Vorkommen von Spektrallinien. Geschuldet ist dies den physikalischen Bedingungen in den Sternen.
In den späten Phasen seiner Entwicklung kann ein Stern eine weitere Energiequelle erschließen: Die Fusion von Helium zu Kohlenstoff.