Redigerer Stjerne (avsnitt)

== Struktur ==
[[Fil:Sun_parts_big-sv.jpg|thumb|right|Denne tegningen viser en hovedseriestjernes struktur.{{Byline|NASA}}]]
{{Utdypende artikkel|Stjernestruktur}}
En stabil stjernes indre befinner seg i [[hydrostatisk likevekt]], der den innadrettede [[tyngdekraft]]en og den utadrettede kraften fra temperaturgradienten er i balanse. Temperaturen og trykket i kjernen av en hovedseriestjerne er tilstrekkelig for [[Kjernefysikk|kjernefusjon]], og gjennom fusjon frigjøres tilstrekkelig energi til å oppretteholde temperaturgradienten og hindre stjernen i å kollapse.<ref name="hansen" group="L" /> Temperaturen er høyest i stjernens sentrum, og synker radielt utover mot overflaten.

[[Strålingssone]]n er det område i stjernens indre hvor energioverføringen gjennom stråling er tilstrekkelig effektiv for å opprettholde energistrømmen. Her forstyrres ikke plasmaet, og massens bevegelser avtar og dør ut. Når disse forholdene ikke er til stede, blir plasmaet ustabilt, noe som fører til [[konveksjon]] og dermed dannes [[konveksjonssone]]n. Dette kan for eksempel skje nær kjernen, som har svært høy energistrøm per volumenhet og i de ytre delene med høy [[opasitet]].<ref name="Schwarzschild" group="L" />

Hvor konveksjonen skjer i en hovedseriestjerne avhenger av massen. Stjerner med masse flere ganger større enn solens, har en konveksjonssone dypt inne stjernen og en strålingssone i de ytterste delene. For mindre stjerner, som solen, gjelder det motsatte &ndash; med konveksjonssoner ved overflaten.<ref name="imagine" /> Hos røde dverger med mindre enn 0,4 solmasser forekommer kun konveksjon som hindrer helium i å samles i kjernen.<ref name="late stages" /> De fleste sonene til stjerner vil variere med tiden, når stjernen blir eldre og innholdet i de indre delene endres.<ref name="Schwarzschild" group="L" />

Den delen av stjernene som er synlig for en observatør, kalles [[fotosfære]]n. Dette er laget hvor stjernenes plasma blir gjennomsiktig for synlig lys. Herfra blir energien som frigjøres i kjernen fri og beveger seg ut i rommet. Innenfor fotosfæren oppstår regioner med lavere temperaturer enn gjennomsnittet, såkalte [[solflekk]]er.

Over fotosfæren finnes [[stjerneatmosfære]]n. Hos en hovedseriestjerne som solen er den nederste delen av atmosfæren den tynne [[kromosfæren]], hvor [[spikul]]er og [[Solstorm|solutbrudd]] starter. Denne regionen omgis av en overgangsregion hvor temperaturen øker raskt over bare 100&nbsp;km. Utenfor dette finnes [[korona]]en, en samling med ekstremt varm plasma som kan strekke seg flere millioner kilometer ut fra stjernen.<ref name="ESO 2001-08-01" /> Forekomsten av en korona synes å være avhengig av en konveksjonssone i de ytre delene av en stjerne.<ref name="imagine" /> Til tross for høye temperaturer sendes svært lite lys ut fra koronaen, som normalt er den eneste synlige delen av solen under en [[solformørkelse]].

Fra koronaen strømmer en stjernevind av plasmapartikler ut fra stjernen til partiklene møter det [[Interstellar materie|interstellare materiet]]. For solens del kalles det bobleformede området som påvirkes av [[solvind]]en for [[heliosfæren]].<ref name="Burlaga 2005" />