Ein Fluidvolumen, das ein Gas oder eine Flüssigkeit sein kann, befindet sich im hydrostatischen Gleichgewicht, wenn die durch die Schwerkraft ausgeübte nach unten gerichtete Kraft durch eine durch den Druck des Fluids ausgeübte nach oben gerichtete Kraft ausgeglichen wird. Zum Beispiel wird die Erdatmosphäre durch die Schwerkraft nach unten gezogen, aber zur Oberfläche hin wird die Luft durch das Gewicht der gesamten Luft darüber komprimiert, sodass die Dichte der Luft vom oberen Rand der Atmosphäre bis zur Erdoberfläche zunimmt. Dieser Dichteunterschied bedeutet, dass der Luftdruck mit der Höhe abnimmt, so dass der Aufwärtsdruck von unten größer ist als der Abwärtsdruck von oben und diese Nettoaufwärtskraft die Abwärtskraft der Schwerkraft ausgleicht und die Atmosphäre auf einer mehr oder weniger konstanten Höhe hält. Wenn sich ein Flüssigkeitsvolumen nicht im hydrostatischen Gleichgewicht befindet, muss es sich zusammenziehen, wenn die Gravitationskraft den Druck überschreitet, oder sich ausdehnen, wenn der Innendruck größer ist.
Dieses Konzept kann als hydrostatische Gleichgewichtsgleichung ausgedrückt werden. Sie wird normalerweise als dp/dz = −gρ angegeben und gilt für eine Flüssigkeitsschicht innerhalb eines größeren Volumens im hydrostatischen Gleichgewicht, wobei dp die Druckänderung innerhalb der Schicht ist, dz die Dicke der Schicht ist, g die Beschleunigung aufgrund zur Schwerkraft und ρ ist die Dichte der Flüssigkeit. Die Gleichung kann verwendet werden, um beispielsweise den Druck innerhalb einer planetarischen Atmosphäre in einer bestimmten Höhe über der Oberfläche zu berechnen.
Ein Gasvolumen im Weltraum, beispielsweise eine große Wasserstoffwolke, zieht sich zunächst aufgrund der Schwerkraft zusammen, wobei der Druck zum Zentrum hin zunimmt. Die Kontraktion wird fortgesetzt, bis eine nach außen gerichtete Kraft gleich der nach innen gerichteten Gravitationskraft vorhanden ist. Dies ist normalerweise der Punkt, an dem der Druck im Zentrum so groß ist, dass die Wasserstoffkerne in einem Prozess namens Kernfusion verschmelzen, um Helium zu produzieren, der riesige Mengen an Energie freisetzt und einen Stern zur Welt bringt. Die resultierende Wärme erhöht den Druck des Gases und erzeugt eine nach außen gerichtete Kraft, um die nach innen gerichtete Gravitationskraft auszugleichen, so dass der Stern im hydrostatischen Gleichgewicht ist. Wenn die Schwerkraft zunimmt, vielleicht dadurch, dass mehr Gas in den Stern fällt, nehmen auch die Dichte und Temperatur des Gases zu, wodurch mehr Druck nach außen entsteht und das Gleichgewicht aufrechterhalten wird.
Sterne bleiben über lange Zeiträume, typischerweise mehrere Milliarden Jahre, im hydrostatischen Gleichgewicht, aber irgendwann wird ihnen der Wasserstoff ausgehen und beginnen, immer schwerere Elemente zu verschmelzen. Diese Veränderungen bringen den Stern vorübergehend aus dem Gleichgewicht und verursachen eine Expansion oder Kontraktion, bis sich ein neues Gleichgewicht einstellt. Eisen kann nicht zu schwereren Elementen verschmolzen werden, da dies mehr Energie erfordern würde, als der Prozess erzeugen würde. Wenn sich also der gesamte Kernbrennstoff des Sterns in Eisen umgewandelt hat, kann keine weitere Fusion stattfinden und der Stern kollabiert. Dies kann je nach Masse des Sterns einen festen Eisenkern, einen Neutronenstern oder ein Schwarzes Loch hinterlassen. Im Falle eines Schwarzen Lochs kann kein bekannter physikalischer Prozess einen ausreichenden Innendruck erzeugen, um den Gravitationskollaps zu stoppen, so dass kein hydrostatisches Gleichgewicht erreicht werden kann und es wird angenommen, dass sich der Stern auf einen Punkt unendlicher Dichte zusammenzieht, der als Singularität bekannt ist.