energii, oraz równania stanu (gazu fotonowo-cząsteczkowego bądź zdegenerowanego gazu elektronowego). Modele budowy wewnętrznej gwiazdy konstruowane są dla założonej masy i składu chemicznego gwiazdy. Testowanie modelu odbywa się przez porównanie obliczonych wartości promienia i strumienia promieniowania dla zadanej masy z wartościami uzyskanymi z obserwacji.<br> Gwiazdy powstały w procesie kondensacji materii międzygwiezdnej, zawierającej głównie izotopy wodoru i helu. Podstawowe reakcje jądrowe zachodzące we wnętrzu gwiazd dotyczą przede wszystkim fuzji jąder wodoru. Dalsze reakcje termojądrowe, w których jako substraty występują jądra helu i cięższych nuklidów (węgla, tlenu), zwane potocznie reakcjami "spalania'', jak również reakcje tworzenia ciężkich pierwiastków, zależą od indywidualnych cech gwiazdy, przede