In een ster is er evenwicht tussen twee krachten: de zwaartekracht trekt al het gas naar binnen, de druk van het hete gas en de straling duwt naar buiten (hydrostatisch evenwicht). In de kern is het zo heet en dicht dat waterstofkernen samensmelten tot helium. Daarbij verdwijnt een klein beetje massa, die volgens E = m·c² als energie vrijkomt. De Zon zet zo elke seconde ongeveer 4 miljoen ton massa om in energie.
De Zon is een gemiddelde ster: massa 1,99 × 10³⁰ kg, kerntemperatuur ongeveer 15 miljoen K en oppervlaktetemperatuur ongeveer 5 800 K. Sterren worden ingedeeld in spectraalklassen O, B, A, F, G, K, M, van heet en blauw (O, meer dan 30 000 K) naar koel en rood (M, rond 3 000 K). De kleur hangt af van de temperatuur via de wet van Wien, λmax = 2,898 × 10⁻³ m·K / T; voor de Zon geeft dat een piek rond 500 nm. De Zon is van klasse G.
Zware sterren leven kort: een ster van 20 zonsmassa’s verbruikt haar brandstof in enkele miljoenen jaren en eindigt als supernova, neutronenster of zwart gat. De Zon gaat ongeveer 10 miljard jaar mee en is nu 4,6 miljard jaar oud. De dichtstbijzijnde ster na de Zon, Proxima Centauri, staat op 4,24 lichtjaar. Rond veel sterren draaien planeten; die ontdek je onder meer doordat de ster iets dimt tijdens een transit of heen en weer wiebelt (dopplereffect).
In welke discipline?
Sterrenkunde (astrofysica) en natuurkunde (kernfysica).