建立恒星大气模型是恒星大气理论的主要课题之一。为了建立恒星大气模型，先要给定恒星的有效温度（见恒星温度）、表面重力加速度和恒星大气的化学组成，还要假定恒星大气处于辐射平衡、局部热动平衡和流体静力学平衡状态。后者指作用于单位体积上的重力与压力（气体压和辐射压）梯度相平衡，即

式中和分别为气体压力和辐射压力；为几何深度；为物质密度；为平均吸收系数，它是电子压力和温度的函数；为由确定的光学厚度；为斯忒藩-玻耳兹曼常数；为光速。

流体静力学平衡条件确定了四个变量和之间的第一个关系。利用和的定义公式和关于电子密度的公式（可由已知的化学组成和热动平衡关系得到）可以消去电子密度，得到三者之间的第二个关系。把这两个关系式连同由辐射平衡理论导出的温度分布规律（见辐射转移理论）共三个关系式联立起来，运用数值积分法，就能得到气体压力和电子压力随深度的分布。物质密度的分布，也可由通常的物态方程及和的分布以及已知的化学组成导出。

大气模型的计算通常采用逐次近似的方法。从温度的第一近似分布出发，采用上述基于流体静力学平衡的方法，计算其他物理量的第一近似分布。再由各物理量的第一近似分布，检验恒星大气对辐射平衡的偏离，修改温度分布，导出温度的第二近似分布。重复上述步骤，计算出其他物理量的第二近似分布，依此类推。逐次近似的准则是保证最后得到的总辐射流不随深度变化，因为这是辐射平衡所要求的。

天文学家已计算出大量的各类光谱型的恒星大气模型。对于一些著名的恒星如天琴座、天鹅座、大犬座、小犬座和鲸鱼座等，已建立了各自特有的大气模型。对于太阳，除了有理论的大气模型外，还有经验的大气模型。它的温度分布规律是直接由观测到的太阳临边昏暗规律导出的。此外，还研究了偏离辐射平衡的、非局部热动平衡状态下的大气模型以及非均匀的、含湍动、对流和振动的大气模型。