Detaliausiai ištirta Saulė. Jos išorinius sluoksnius sudaro: vandenilis — 74,7 %, helis — 23,7 %, visi kiti elementai — tik 1,6 %. Iš sunkesnių už helį elementų daugiausia yra deguonies, anglies, azoto, neono, magnio, silicio ir geležies. Daugelio kitų žvaigždžių išorinių sluoksnių cheminė sudėtis irgi panaši į Saulės. Visos jos vadinamos normaliosiomis žvaigždėmis.

Be normaliųjų, yra keletas rūšių žvaigždžių, kurių cheminė sudėtis anomali. R ir N spektrinių klasių žvaigždžių, kurių spektruose matosi ryškios anglies ir jos junginių juostos, išoriniuose sluoksniuose anglies yra kelis kartus daugiau negu normaliose žvaigždėse. A spektrinei klasei priklausančių metalingųjų žvaigždžių spektrai rodo, kad geležies ir kitų metalų kiekis jose padidėjęs kelis kartus. Kai kurių B ir A spektrinių klasių žvaigždžių spektruose matomos ryškios silicio, chromo, stroncio, europio linijos. Jos turi šių elementų dešimtis ir net šimtą kartų daugiau negu normaliosios. F—G—K spektrinėms klasėms priklausančiose vidutinės ir žemos temperatūros nemetalingose žvaigždėse metalų kiekis sumažėjęs dešimtis, šimtus ir tūkstančius kartų.

Saulės sandarą galima pavaizduoti parodytu modeliu.

Saulės sandaros
modelis

Saulės centre yra šerdis 1, kurioje temperatūra siekia 15 mln. Celsijaus laipsnių. Čia vyksta branduolinės reakcijos, kurių metu vandenilis virsta heliu, išskirdamas milžinišką kiekį energijos. Dėl to helio kiekis Saulės centrinėje dalyje didėja, o vandenilio — mažėja (kas sekundę sumažėja 564 milijonais tonų). Šis procesas vyksta jau beveik 6 milijardus metų, tačiau iki šiol išeikvota tik menka dalis Saulės vandenilio. Jo dar turėtų užtekti maždaug 5 milijardams metų. Žemė gauna tik vieną dvimilijardąją dalį Saulės išspinduliuotos energijos.

Saulės gelmėse atsiradęs energijos srautas perduodamas į tolesnius sluoksnius. Vienas iš jų, supantis Saulės šerdį, yra spinduliavimo sluoksnis 2. Juo energija pernešama į išorę spinduliais.

Virš to sluoksnio yra konvekcijos sluoksnis 3. Čia temperatūra sparčiai krinta, todėl medžiaga maišosi (vyksta konvekcija).

Tuoj virš konvekcijos sluoksnio prasideda Saulės atmosfera. Ją sudaro fotosfera 4 (gr. phos (kilm. photos) — šviesa, sphaira — rutulys), chromosfera (gr. chroma — spalva, sphaira — rutulys) ir vainikas 6.

Pro teleskopą fotosferoje galima įžiūrėti ryškius "grūdelius" — karštas granules, kurias vieną nuo kitos skiria vėsesni tarpai (dėl to, kad jų temperatūra yra žemesnė, jie atrodo tamsesni). Kartkartėmis tie tamsūs tarpai ima didėti — susidaro tamsios dėmės, kurių temperatūra apie 1500 ^oC žemesnė negu gretimų fotosferos sričių. Saulės dėmių skersmuo siekia nuo 700 km iki 15 000 km, kartais ir daugiau. Kas 11 metų dėmių ypač padaugėja.

Chromosferą sudarančios dujos yra daug retesnės negu fotosferoje, tačiau jų temperatūra gerokai aukštesnė. Chromosfera nuolat kinta, joje dažnai vyksta dujų elektringųjų dalelių prasiveržimai.

Virš chromosferos Saulės dujų temperatūra pakyla iki 10⁶—2·10^{6 o}C ir toliau beveik nekinta. Šis išretėjęs ir karštas apvalkalas vadinamas Saulės vainiku.

Neramus Saulės paviršius veikia viršutinius Žemės atmosferos sluoksnius: sustiprėja Žemės elektrinis laukas, pakinta jos magnetinis laukas. Šie pokyčiai turi įtakos orams, trumpabangiam radijo ryšiui.

Branduolinės reakcijos metu atsiradusi energija iš žvaigždės gelmių skverbiasi į paviršių dviem būdais — konvekcija ir spinduliavimu. Konvekcija yra įkaitusių medžiagos masių judejimas į žvaigždės išorę, vėsesnėms masėms slenkant centro link. Spindulinis energijos sklidimas vyksta tada, kai atomai sugeria ir vėl išspinduliuoja iš žvaigždės vidaus sklindančius elektromagnetinius spindulius. Fotonas, susidaręs žvaigždės centre, pasiekia jos paviršių ne iš karto, o po daugybės absorbcijos ir emisijos procesų, trunkančių apie milijoną metų. Perspinduliavimo būdu aukštyn besiskverbiančių fotonų energija mažėja — gama spinduliai virsta ultravioletiniais, regimaisiais arba infraraudonaisiais.

Medžiagos tankis žvaigždėje išorės link mažėja. Pavyzdžiui, Saulės centre tankis yra apie 160 g/cm³, o paviršiuje sumažėja iki 10^-7 — 10^-8 g/cm³. Palyginkime — oras ties Žemės paviršiumi yra 10⁴ — 10⁵ kartų tankesnis. Pasiekę tokio mažo tankio sluoksnius, spinduliai jau nekliudomi sklinda iš žvaigždės. Šis žvaigždės atmosferos sluoksnis matomas kaip spindintis jos paviršius ir vadinamas fotosfera. Žvaigždžių fotosferų temperatūros yra nuo 1500 K iki 50 000 K.

Normalios būsenos žvaigždė išlaiko termodinaminę pusiausvyrą. Tuomet žvaigždės paviršiaus išspinduliuojama energija maždaug lygi jos gelmėse atsirandančiam energijos kiekiui. Žvaigždėms būdinga taip pat hidrostatinė pusiausvyra, kurią galima paaiškinti taip: didėjant dujų slėgiui žvaigždės centro link, atsiranda slėgimo jėga, veikianti į išorę ir atsverianti gravitacijos jėgą, veikiančią centro link. Ši jėgų pusiausvyra egzistuoja kiekviename žvaigždės tūrio taške. Kai ji pažeidžiama, žvaigždė ima plėstis arba trauktis.

Tolstant nuo centro, mažėja ne tik žvaigždės tankis, bet ir temperatūra. Įvairių žvaigždžių centruose ji būna nuo 10 mln. K. Iki 100 mln. K, o paviršiuose — tik 1500 — 50 000 K. Kelių tūkstančių kelvinų temperatūroje jonizuojasi metalų atomai, maždaug 10 000 K temperatūroje — vandenilis, 25 000 — 30 000 K temperatūroje — helis. Taigi net žvaigždžių paviršiuose atomai yra netekę vieno ar kelių elektronų. Žvaigždės centro link didėjant temperatūrai, atomai praranda vis daugiau elektronų. Ties žvaigždės centru medžiaga yra visiškai jonizuota — ten daužosi pliki atomų branduoliai ir laisvieji elektronai. Kai dideliu greičiu lekiantys branduoliai susiduria, nugalima jų elektrostatinės stūmos jėga (visi branduoliai turi teigiamą elektros krūvį) ir vyksta jų reakcijos.

Kadangi tiesiogiai galima tyrinėti tik žvaigždės fotosferos spinduliavimą, vidinė jos sandara nusakoma teoriškai, sukuriant žvaigždės modelį. Tam reikia žinoti žvaigždės masę, paviršiaus temperatūrą, cheminę sudėtį, taip pat energijos atsiradimo greitį žvaigždės centre. Apskaičiuotas žvaigždės modelis rodo, kaip kinta temperatūra, slėgis, tankis ir energijos srautas tolstant nuo žvaigždės paviršiaus centro link.