Per procedere all'integrazione numerica delle equazioni dell'equilibrio stellare è necessario disporre di opportune valutazioni quantitative sul comportamento fisico della materia stellare, comportamento che nelle equazioni appare attraverso le tre relazioni

$P=P(\rho,T)$

$\overline \kappa=\overline \kappa(\rho,T) $

$\varepsilon=\varepsilon (\rho,T) $

In tutti e tre i casi è altresì da assumersi, anche se non esplicitata, la dipendenza dalla composizione chimica della materia. Le tre funzioni dovranno evidentemente coprire tutto il campo di valori di $\rho$ (densità) e T (temperatura) che ci attendiamo nelle strutture stellari. Stante la complessità delle relative valutazioni, equazione di stato e opacità vengono in genere fornite al programma evolutivo sotto forma di acconce tabulazioni che riassumono i risultati dei calcoli. In questo capitolo esamineremo nell'ordine le tre relazioni, al fine di identificare l'intervento dei vari possibili meccanismi fisici, delineando le generali vie di approccio a tale problematica.