Stan gazu w wybranym obszarze gwiazdy możemy opisywać jako równanie stanu gazu. Ciśnienie panujące w danej odległości od środka gwiazdy zależy od ciśnienia wytworzonego przez zewnętrzne warstwy gwiazdy przyciągane przez wewnętrzną część gwiazdy (podobnie jak ciśnienie atmosferyczne Ziemi), a te zależą od masy gwiazdy. W danej temperaturze ciśnienie wpływa na liczbę cząsteczek w danej objętości, czyli na szybkość reakcji termojądrowej.
Energia powstająca w centrum gwiazdy jest przenoszona na zewnątrz w wyniku promieniowania wysokoenergetycznego, promieniowania cieplnego, konwekcji i przewodnictwa cieplnego. Na ruch zjonizowanych cząstek ma wpływ pole magnetyczne gwiazdy i odwrotnie – ruch zjonizowanych cząstek wywołuje pole magnetyczne. W miarę wypalania się (łączenia się w cięższe) lekkich pierwiastków wzrasta udział cięższych pierwiastków, zmniejsza się liczba cząstek, co w danej temperaturze sprawia, że maleje objętość gazu. Zmniejszenie objętości zwiększa przyciąganie grawitacyjne gwiazdy, ale jednocześnie spada przewodnictwo cieplne gazu.