Hemellichaam bestaande uit gloeiende gassen. De directe waarnemingsgegevens over een vaste s. zijn in hoofdzaak de schijnbare helderheid, de ➝ kleur en het ➝ spectrum. Is de ➝ parallax bekend, dan is ook de absolute helderheid te berekenen; het spectrum levert nog een onafhankelijk gegeven over de absolute helderheid (➝ Spectroscopische parallax). Uit de kleur of uit het spectrum is de ➝ temperatuur aan de oppervlakte van de s. te schatten; uit deze temperatuur en de absolute helderheid kan men den straal van de s. vinden.
Van sommige s. zijn nog enkele andere grootheden bekend; van een ➝ dubbelster is de massa te schatten, van een ➝ eclipsster de gemiddelde dichtheid; van sommige s. is de straal direct te meten met den ➝ interferometer. Slechts van één s., n.l de ➝ zon, bezitten we een uitvoerige kennis van de oppervlakteverschijnselen.De toestand in het inwendige van een s. is uit deze gegevens af te leiden met theoretische beschouwingen. Daarbij moet de wijze van warmteuitwisseling in de s. bekend zijn. Daar de warmtestraling evenredig is met de 4e macht van de absolute temperatuur, zal bij de hooge temperatuur in de s. de invloed der straling dien van geleiding en strooming verre overtreffen. Deze beschouwing leidde Schwarzschild tot de theorie van het stralingsevenwicht, een evenwichtstoestand, waarbij de temperatuurverdeeling zich zoo regelt, dat alle in de s. geproduceerde energie door de straling naar buiten wordt gevoerd. Deze theorie werd door Schwarzschild toegepast op de ➝ atmospheer der s., later door Eddington ook op het inwendige. De materie verkeert in het binnenste der sterren onder omstandigheden, die in het laboratorium niet te realiseeren zijn; niet alleen zijn bij die hooge temperatuur alle chemische verbindingen in hun elementen ontleed, maar door de sterke ionisatie is het volume van de atomen zoo gering, dat de gassen bijna onbeperkt samendrukbaar zijn (dichtheden t.o.v. water van 27 000 en meer komen voor; begeleider van ➝ Sirius); bij de berekening van den absorptiecoëfficiënt moet men er rekening mee houden, dat de straling bij die hooge temperatuur hoofdzakelijk röntgenstraling is; bij de groote dichtheden in het binnenste der s. moeten de statistische methoden der moderne quantentheorie worden toegepast; enz.
Een interessant probleem is ook de bron van de stralingsenergie der s. (vernietiging van materie?). De astrophysische uitkomsten zijn ook van groot belang voor de physica; de s. zijn onze „laboratoria voor hooge temperaturen”. De chemische samenstelling der s. stemt overeen met die van de ➝ zon.
Zie ook de art. ➝ Hertzsprung, sub ITertzsprungKussell-diagram; ➝ Astrophysica; ➝ Cosmogonie; ➝ Sterbedekking en andere samenstellingen met ➝ Sterren-.
