$P=\frac{k_B}{\mu m_H}\mathrm{\rho T}$

dove k_B è la costante di Boltzmann, μ è il peso molecolare medio, m_H è la massa dell'atomo di idrogeno. Il peso molecolare medio può essere valutato assumendo una ionizzazione completa del gas. In questo modello un atomo, di numero atomico Z, completamente ionizzato produce Z+1 particelle libere. In astrofisica la frazione di massa relativa dell'idrogeno è indicata con X, quella dell'elio Y e quella degli altri elementi pesanti Z (da non confondere con il numero atomico) . Allora, siccome sono quantità relative, deve essere valida l'equazione:

$X+Y+Z=1$

Allora il peso molecolare medio è: $\mu =\frac{1}{2X+\frac{3}{4}Y+\frac{1}{2}Z}$. In questa equazione i coefficienti sono relativi a quante particelle per peso atomico l'elemento fornisce. Per esempio l'elio fornisce tre particelle per un peso atomico di 4 e gli elementi pesanti è sufficiente assumere che siano per metà completamente ionizzati.

Se la temperatura è elevata bisogna considerare il contributo dato dalla pressione di radiazione che è data dalla relazione: $P_{\mathrm{rad}}=\frac{1}{3}a{T}^4$ con a la costante di radiazione. Così la pressione totale all'interno della stella è data dall'equazione:

$P=\frac{k_B}{\mu m_H}\mathrm{\rho T}+\frac{1}{3}a{T}^4$

Per stelle con densità elevate la precedente formula della pressione non è applicabile. Infatti, a causa dell'alta densità, i valori di posizione e quantità di moto degli elettroni sono condizionati dal Principio di Esclusione di Pauli. In questo caso la materia è detta degenenere. La pressione di un gas degenere è data dalla formula :

$P\approx \left(\frac{h^2}{m_e}\right){\left(\frac{\rho }{{\mu }_e{m}_H}\right)}^{\raisebox{1ex}{$5$}\!\left/ \!\raisebox{-1ex}{$3$}\right.}$

con µ_e la massa molecolare media per elettrone libero. Diversamente dalla pressione classica di un gas poco denso la pressione di un gas degenere non dipende dalla temperatura ma dalla densità e dalla massa delle particelle.

A densità ancora più elevate le velocità degli elettroni si avvicinano a quella della luce e bisogna considerare per essi gli effetti relativistici. La pressione di un gas degenere relativistico è data da:

$P\approx \mathrm{hc}{\left(\frac{\rho }{{\mu }_e{m}_H}\right)}^{\raisebox{1ex}{$4$}\!\left/ \!\raisebox{-1ex}{$3$}\right.}$

Quindi in generale la pressione all'interno delle stelle dipende dalla temperatura (eccetto che per un gas degenere), dalla densità e dalla composizione chimica. La formula generale è:

$P=P(T,\rho ,X,Y,Z)$