Для звезды любой массы можно определить предельную светимость, ее называют эддингтоновской. Обычно чем массивнее звезда, тем ближе ее светимость к предельному значению. Звезда с массой в 20–30 раз больше солнечной имеет предельную светимость, в миллион раз превосходящую светимость Солнца. При этом наблюдаемая светимость таких звезд на Главной последовательности больше солнечной примерно в 100 000 раз. Самые массивные звезды имеют очень высокую светимость, но она все же меньше предельной.
Непрозрачность вещества звезды зависит от содержания тяжелых элементов, поэтому у малометалличных звезд ветер слабее. Соответственно, предельная светимость также зависит от металличности звезды. Значит, от этого может зависеть и предельная масса. Чем меньше содержание элементов тяжелее гелия, тем, по всей видимости, больше может быть максимальная масса звезд. Для так называемого солнечного (типичного сейчас для межзвездной среды нашей Галактики) состава эта величина составляет несколько сотен солнечных масс в случае невращающихся звезд. Возможно, особенности звездообразования (например, способность коллапсирующего газа остывать и фрагментировать на отдельные сгустки, что также зависит от химического состава) определяют более низкий верхний предел на массу. Первые звезды с крайне низким содержанием тяжелых элементов могли иметь массы в несколько сотен солнечных. Также на предельную светимость и массу может влиять вращение звезды.
Давление света вносит вклад в баланс сил внутри звезд. Этот эффект растет с массой звезды.
Наличие конвективных оболочек у маломассивных звезд приводит к важным последствиям. Такие объекты могут иметь сильные магнитные поля на поверхности. Эти поля постоянно эволюционируют, создавая области с большой магнитной энергией, которая может выделяться в виде звездных вспышек. Как правило, чем меньше масса звезды, тем глубже конвективная оболочка (для масс ниже примерно трети солнечной вся звезда становится конвективной) и тем мощнее вспышечная активность. Красные карлики, чья масса в несколько раз меньше солнечной, известны как источники частых и мощных вспышек. В последние годы большую статистику по этим явлениям собрал космический телескоп Kepler.
Звезды имеют отрицательную теплоемкость, что создает условия для саморегуляции.
Звезды являются очень устойчивыми и стабильными объектами благодаря так называемой отрицательной теплоемкости. Если температура в центральной части звезды увеличивается (например, возрастает темп термоядерных реакций), то дополнительное энерговыделение приведет к раздуванию звезды и тем самым уменьшению ее температуры. Падение температуры, в свою очередь, приведет к уменьшению темпа термоядерных реакций. За счет такой саморегуляции с отрицательной обратной связью звезда вернется в исходное состояние. Аналогично будут развиваться события, если каким-то образом увеличится отвод тепла: давление упадет, звезда сожмется, что приведет к росту температуры и плотности, увеличится темп термоядерных реакций, и звезда снова вернется в исходное состояние. Отрицательная теплоемкость позволяет звездам сохранять равновесие в течение длительного времени.