Fyziku hviezdnych atmosfér na základe teórie spektier vypracoval roku 1927 Marcel Gilles Minnaert (1893-1970), Otto Struve (1897-1963) a Albrecht Otto Johannes Unsöld (nar. 1905). Rotáciu hviezd na základe pozorovaných profilov ich spektrálnych čiar, rozšírených Dopplerovým javom, určil roku 1930 Grigorij Abramovič Šajn (1892-1956), O. Struve a Christian Thomas Elvey (1899-1970).

Už v druhej polovici 19. storočia sa niektorí astronómovia začali zaoberať otázkou vnútornej štruktúry hviezd. Roku 1870 uverejnil prvú prácu na túto tému americký astronóm Jonathan Homer Lane (1819-1880). Názov jeho práce O teoretickej teplote Slnka pri predpoklade plynovej masy, ktorá udržuje svoj objem na úkor jej vnútornej teploty a riadi sa zákonmi plynov známych z pozemských experimentov ukazuje, akým smerom sa teória uberala. V tomto duchu uverejnil ďalšiu prácu roku 1878 nemecký fyzik Georg August Dietrich Ritter (1826-1908). Priekopníckou prácou pre teóriu vnútornej stavby hviezd však bola až kniha Gaskugeln (Plynové gule), ktorú uverejnil roku 1907 Robert Jacob Emden (1862-1940). Emden predpokladal, že hviezdy pozostávajú z ideálneho plynu a preto vytvoril termodynamickú teóriu vnútornej stavby plynových polytropných gúľ. Z Lanovej i Emdenovej teórie vyplývalo, že teplota vo vnútorných oblastiach hviezd musí dosahovať milióny stupňov. Roku 1913 poľský fyzik C. Białobrzeski dokázal, že vnútri hviezd popri tlaku plynu má závažnú úlohu aj tlak žiarenia. Teóriu vnútornej stavby hviezd zdokonalil v rokoch 1916-1926 vynikajúci anglický teoretik sir Arthur Stanley Eddington (1882-1944). Roku 1921 vypočítal prvý model hviezdy (štandardný model), roku 1924 objavil veľmi dôležitý vzťah medzi hmotnosťou a svietivosťou hviezd. Výsledky teoretických prác o vnútornej stavbe hviezd uviedol Eddington vo svojom hlavnom diele Internal Constitution of the Stars (1926). Veľkým krokom vpred v poznaní vnútornej stavby a zdroja energie hviezd bol objav termonukleárnych procesov. Roku 1938 Hans Albrecht Bethe (nar. 1906) a Carl Friedrich von Weizsäcker (nar. 1912) dokázali, že hlavný zdroj žiarenia hviezd spočíva v jadrovej premene vodíka na hélium. Presné pozorovania a merania fyzikálnych charakteristík veľkého množstva hviezd a ich konfrontácia s dôkladne rozpracovanými teóriami a modelmi hviezd, získanými vďaka modernej výpočtovej technike, umožnili dosiahnuť pomerne ucelený obraz o procese vzniku, vnútornej stavby, vývoja a zániku hviezd, vrátane superhustých stavov v záverečných fázach vývoja hviezd vo forme bielych trpaslíkov neutrónových hviezd a čiernych dier.