U konvektivnoj zoni materija je izrazito hladnija od temperature u radijativnoj zoni. Na toj temperaturi atomi apsorbuju energiju, ali je temperatura nedovoljno visoka i materija nije gotovo gusta, tako da atomi ne otpuštaju energiju. Na ovim temperaturama provođenje radijacijom opada eksponencijalno, a najefikasnije provođenje toplote je konvekcija i postoji dovoljno veliki gradijent temperature (temperatura se kreće od 2 miliona Kelvina na početku, do oko 5,5 hiljada Kelvina na kraju) za javljanje intramolekulskih sila i unutar njih jonskih veza.
Ključanje vode
Konvekcija je vrsta prenošenja energije kroz materiju koje se može uporediti sa ključanjem vode.[2] Toplija materija se podiže i podizanjem se hladi oslobađajući energiju, a hladnija materija ponovo pada na dno i postupak se ponavlja. U konvektivnoj zoni se toplija materija koja se nalazi kod završetka radijativne zone, hlađenjem podiže ka vrhu konvektivne zone. Stigavši do vrha, ohlađena materija polako kreće da se spušta ka dnu. Ovakvim procesom se kroz zonu ostvaruje kružno provođenje energije. Topli materijal prati direktnu putanju kroz konvektivnu zonu i energija se prenosi mnogo brže nego radijacijom. Energiji je potrebno 171 hiljada godina da prođe kroz radijativnu zonu, dok kroz konvektivnu prođe za nešto više od nedelju dana.[3]
Temperatura Sunca opada udaljavajući se od centra, tako da su gasovi u ovoj oblasti manje jonizovani i zbog toga imaju veću mogućnost da apsorbujufotone koji se dolaze iz radijativne zone. Energija se do fotosfere (vidljive površine Sunca) prenosi u ogromnim petljama gasova. Gubeći energiju na fotosferi sada relativno hladniji polako i dugo padaju nazad do donjeg dela konvektivne zone i postupak provođenja energije se ponavlja.[4]
Termodinamički opis postupka provođenja
Delovi gasa se pri prelasku sa višeg na niži pritisak šire i hlade u odnosu na novu okolinu i time imaju veću gustinu u odnosu na okolni gas. Pri nedostatku potiska, taj gas će se polako spuštati ka dnu.
Međudim, kod dovoljno velikog gradijenta temperature, gas će imati jako veliki toplotni kapacitet (tj. temperatura će se širenjem menjati relativno polako), tako da će delovi gasa okruženi nešto nižim pritiskom ostati topli i manje gustine od okoline i nakon širenja i hlađenja. U ovakvim uslovima dolazi do potiska i gas će se kretati ka gore, sve više i više.[5]
Švarcšildov kriterijum
Švarcšildov kriterijum daje uslove pod uslovima stabilnosti kada nema konvekcije kroz određeni deo zvezde.[6] Za gravitaciju g i toplotni kapacitet Cp na konstantnom pritisku, uslov stabilnosti je:
Za zvezde masa manjih od 10 masa Sunca, unutrašnji omotač zvezde sadrži sloj u kojem delimična jonizacijavodonika i helijuma povećava toplotni kapacitet. Relativno niska temperatura u ovoj oblasti spontano dovodi do ograničenja prolaza za teže elemente zbog strmog temperaturnog gradijenta. Sve to dovodi do formiranja konvektivne zone. Kod Sunca su gornji delovi konvektivne zone vidljivi sa Zemlje u vidu Sunčeve granulacije.
Odnos sa drugim delovima unutrašnjosti Sunca
Jezgro i radijativna zona rotiraju drugačije nego konvektivna zona, jer se oni okreću uniformno poput čvrstog tela, dok je konvektivna zona okarakterisana diferencijalnom rotacijom.
Sunčeva radijativna zona se proteže od jezgra do 70% njegove dubine. Kod zvezda manjih od Sunca, temperature materije su manje, što za posledicu ima širu konvektivnu i užu radijativnu zonu. Kod najmanjih i najhladnijih zvezda, konvektivna zona se proteže čak od jezgra i one uopšte nemaju radijativnu zonu. S druge strane, kod većih i toplijih zvezda od Sunca raste radijativna zona, tako da kod najtoplijih zvezda energija nastala nuklearnim reakcijama u jezgru prenosi se samo zračenjem, a nema provođenja.[7]
