miniatura|Esquema de l'estructura solar: Nucli Zona de radiació Zona convectiva Fotosfera Cromosfera Corona Taca solar Granulació fotosfèrica Protuberància solar Els models actuals sobre lestructura estel·lar tracten de descriure amb cert detall l'estructura interna d'una estrella utilitzant la lluminositat i el color, d'aquesta manera aquests models permeten predir amb certa exactitud l'evolució futura de l'astre. L'estructura interna de cada estrella variarà en funció de la seva massa i de la seva edat.
Elements estructurals L'interior d'una estrella de seqüència principal es troba en una situació d'equilibri en el qual, les forces predominants, la gravetat (una força orientada en direcció al nucli de l'estrella) i l'energia tèrmica de la massa del plasma (orientada en direcció a la superfície) es troben perfectament equilibrades. Per tal que aquesta situació no s'alteri, és necessari que les temperatures que s'assoleixin en el nucli no siguin iguals o superiors a 107 K; la combinació de l'elevada temperatura i d'una pressió elevada afavoreixen les reaccions de fusió del nucli d'hidrogen en nucli d'heli, desprenent energia prou alta per a contrarestar el col·lapse gravitatori de l'estrella. Aquesta energia s'emet en forma de neutrins i fotons gamma, que, interacatuant amb el plasma circumdant, contribueixen a manternir elevada la temperatura així com l'energia tèrmica del nucli.
L'interior d'una estrella estable es troba en un estadi d'equilibri, ja sigui hidroestàtic o tèrmic i es caracteritza per un gradient tèrmic que origina un flux energètic en direcció a l'exterior.
L'estructura interna d'una estrella de seqüència principal depèn en primer lloc de la seva massa, que és bàsica en la disposició de l'estructura interna de l'estrella.
La zona de radiació és la regió interna de l'estrella en la qual la transferència d'energia per irradiació és prou eficient per mantenir el flux energètic. En aquesta zona el plasma no pateix ni pertorbacions ni moviments de massa; No obstant això, si el plasma comença a donar mostres d'inestabilitat i produeix moviments de tipus convectiu, la regió assumeix les característiques de zona convectiva. Tot això es dona en les zones de l'estrella en les que es localitzen fluxos altament energètics, com en els estrats immediatament superiors al nucli o en àrees amb una opacitat superior a l'estrat més extern.
La posició de la zona de radiació i de la convectiva d'una estrella de seqüència principal depèn de la seva classificació espectral i de la seva massa. En les estrelles de massa diverses vegades la massa solar, la zona convectiva és profunda, adjacent al nucli, mentre la zona de radiació es troba just per sobre de la zona convectiva. En les estrelles menys massives, com el Sol, les dues zones s'inverteixen, i la zona de radiació es troba adjacent al nuclid. Les nanes vermelles amb una massa inferior a 0,4 masses solars només presenten una zona convectiva que impedeix l'acumulació d'un nucli d'heli. En la major part de les estrelles la zona convectiva tendeix a variar en el transcurs del temps a mesura que avança la seva evolució i es modifica la seva composició interna.
Parts de l'estrella miniatura|Estructura esquemàtica d'una estrella La porció visible d'una estrella de seqüència principal s'anomena fotosfera. En aquest estrat, el plasma de l'estrella és transparent als fotons lluminosos i permet la propagació de les radiacions en l'espai. A la fotosfera apareixen zones més fosques causades per l'activitat magnètica de l'estrella, són les taques solars, que es veuen fosques per què tenen una temperatura inferior a la de la resta de la fotosfera.
Per sobre de la fotosfera es troba l'atmosfera estel·lar. En una estrella de la seqüència principal, com el Sol, la part més baixa de l'atmosfera, anomenada cromosfera, és una regió feble que alberga una gran varietat de fenòmens com ara espícules o flamarades, envoltada per una zona de transició, d'una 100 km, en la que la temperatura creix enormement. Per sobre es troba la corona solar, un volum de plasma a una temperatura elevadíssima (més d'un milió de kèlvins) que s'estén diversos milions de quilòmetres per l'espai. L'existència de la corona sembla dependre d'una zona convectiva en els estrats superiors de l'estrella. Tot i l'altíssima temperatura, la corona emet una quantitat relativament petita de llum i resulta visible només durant els eclipsis solars.
De la corona surt un vent solar constituït de plasma extremadament rar, que es propaga fins que interacciona amb el medi interestel·lar. El vent solar s'estén fins a l'heliopausa, formant una regió en forma de bombolla anomenada heliosfera.
Producció d'energia en els estels
Les reaccions nuclears es donen en el nucli de les estrelles, ja que és la zona més calenta i densa. La reacció principal que sosté l'estrella el 90% de la seva vida i que es dona en totes les estrelles és la de la conversió de quatre nuclis d'hidrogen en un d'heli. Aquest procés dona un defecte de massa de 0,0287 g/mol. Perquè l'estrella es mantingui estable ha de produir la mateixa energia que emet. Les estrelles emeten la seva energia en forma de vent solar i de fotons, radiació electromagnètica, però també en forma de neutrins. A aquests darrers se'ls considera com a embornals d'energiaja que gairebé no interaccionen amb la matèria i, per tant, no contribueixen a la pressió escapant lliurement de l'estrella. Alguns d'aquests neutrins es generen en els cicles de combustió de l'hidrogen però hi ha altres processos tèrmics que també els generen i que disminueixen l'energia neta produïda per l'estrella.
Així doncs, a partir de les equacions de l'equilibri hidroestàtic que es van veure al principi, la lluminositat emesa per unitat de temps que travessa una esfera de radi r es calcula:
On és l'energia perduda pels neutrins tèrmics. Els produïts per les mateixes reaccions de fusió no es compten, ja que ja van inclosos en .
L'energia mitjana de les partícules solars en el nucli és d'1 keV aproximadament una mica insuficient per a produir la fusió teòrica. En laboratori aquesta només s'aconsegueix a partir de centenars de keV pel que la secció eficaç a baixes energies (el rang estel·lar) està calculada a partir d'extrapolacions de la zona d'altes energies on sí que és possible obtenir dades experimentals. A causa d'això hi ha un gran marge d'error en aquestes dades. L'efecte túnel aconsegueix trencar aquesta barrera impossible i permetre la fusió a energies tan baixes. En el laboratori no s'observa la fusió a aquestes energies perquè es treballa amb massa poques partícules però en mecànica quàntica els fenòmens són probabilistes i en els estels hi ha bilions i bilions de nuclis en constant agitació de manera que encara que la probabilitat sigui baixa el nombre de reaccions que es donen és alt i l'energia generada també.
Hi ha un òptim d'energia per al qual es donen la majoria de reaccions que resulta de l'encreuament de la probabilitat que dues partícules tinguin una energia determinada E a una temperatura T i de la probabilitat que aquestes partícules se saltin la barrera per efecte túnel. És l'anomenat pic de Gamow. A part de l'efecte túnel quàntic també hi ha un altre factor que ajuda a fer que aquestes reaccions es produeixin. Es tracta de l'apantallament d'electrons. Com més hi hagi més es notarà el seu efecte electromagnètic sobre els ions en col·lisió. La seva presència rebaixa la barrera de potencial electromagnètica i, per tant, incrementa la probabilitat de fusió. Aquest fenomen és especialment important en les nanes blanques i en les etapes finals de les estrelles massives. El seu efecte pot produir un augment del rendiment d'un 20% com a molt. En les supernoves de tipus Ia contribueix de manera important a accelerar la fusió desbocada de la nana blanca.
Neutrins tèrmics A part dels neutrins originats en les reaccions nuclears hi ha altres processos tèrmics capaços de generar una part del flux neutrí que emeten les estrelles en el qual escapa una part de l'energia generada. Són els anomenats neutrins tèrmics. Es coneixen tres processos. Els fotoneutrins resultants de la interacció entre un fotó gamma i un electró, els plasmaneutrins deguts a la interacció entre un fonó o ona vibratòria i un electró i també el brehmsstrahlung de neutrins resultant de la interacció d'un ió amb un electró. En els tres casos el resultat de la interacció sempre serà similar. Un electró, un neutrí electrònic i un antineutrí electrònic. Es pot dir doncs que els neutrins tèrmics es creen per parells, tants neutrins com antineutrins tèrmics.
Mètodes de transport d'energia El flux d'energia és directament proporcional al gradient tèrmic. També dependrà del recorregut lliure mitjà (rlm) de les partícules que el transporten. Existeixen tres mecanismes de transport:
Radiació → Fotons Conducció → Ions i electrons Convecció → Bombolles de material i cèl·lules macroscòpiques.
D'aquests tres mecanismes el menys eficient sol ser la conducció. Això és perquè el rlm dels ions i electrons és molt petit, de l'ordre d'uns 10-4 cm mentre que el dels fotons és del voltant d'un o dos centímetres, unes deu mil vegades més gran. En les estrelles degenerades, en canvi, el rlm dels electrons es fa més gran, ja que no tenen on col·locar-se en haver-hi molt poques vacants. La degeneració impedeix, doncs, la interacció perquè tots els estats estan ocupats i els electrons es mouen molt abans de trobar un espai vacant. Això passa així en les nanes blanques en què el transport per conducció és excepcionalment eficient a causa d'aquesta de la propietat.
Radiació vs. conducció L'opacitat conductiva en una estrella típica val entre 104 i 10⁵ cm²·g-1 la qual cosa és molt més gran que els 0,4 cm²·g-1 de l'opacitat radiativa. Això és perquè, com s'ha vist abans, el recorregut lliure mitjà dels fotons és molt més gran que el de les partícules materials (ions i electrons). La contribució conductiva al transport d'energia és, doncs, menyspreable. Això és així tret que el gas estigui degenerat en aquest cas passa que els electrons es desplacen molt més i la conducció venç a la resta de mecanismes de transport, almenys en les regions interiors de l'estrella compacta.
Radiació vs. convecció La convecció és un mitjà d'evacuació de la calor summament eficaç. Es realitza mitjançant bombolles de gas que pugen a través d'enormes cèl·lules convectives. Atès que la conductivitat tèrmica té un baix rendiment aquestes bombolles tot just intercanvien calor amb l'exterior i per això els seus desplaçaments poden considerar-se processos adiabàtics. L'aproximació és correcta, ja que l'escala de temps dinàmic és molt menor que la de temps tèrmic tal com es demostra en: Escales estel·lars de temps.
Així doncs, les bombolles que siguin menys denses que el seu entorn ascendiran per empenta d'Arquimedes. A mesura que pugen, la densitat exterior decreix fins a ser menor que la de la mateixa bombolla. És en aquest moment quan el seu ascens es veu frenat i inicia el seu retorn a la posició inicial del gas.
La convecció es veu afavorida respecte de la radiació quan s'ha d'escalfar una substància amb calors específiques molt altes. Això es dona, per exemple, en regions d'ionització en les quals la radiació ha d'invertir gran part de la seva energia a ionitzar el material. En aquestes zones és més rendible el transport convectiu, això passa a les protoestrelles, en les estrelles poc massives i en les regions exteriors de les estrelles de massa mitjana com el nostre Sol. També es produeix aquest procés en nuclis la generació d'energia dels quals és fortament dependent de la temperatura el que produeix grans inestabilitats que propicien el desplaçament de material com és el cas dels nuclis que cremen l'hidrogen a través del cicle CNO. En aquests últims la dependència és amb T17 mentre que en els nuclis normals, com el del Sol, que cremen a través de les cadenes PP la dependència és només amb T4.