Zona convectiva

La zona convectiva d'una estrela és el ranc de radis en els que l'energia és transportada principalment per mig de convecció. En contrast, en la zona radiativa, l'energia es transporta per radiació. La convecció estelar consistix de moviment de massa de plasma dins de l'estrela, el qual usualment forma patrons de corrent circulares en a on el plasma calenta ascendix i el plasma fret descendix. La zona convectiva es troba a una temperatura d'al voltant de 2×10⁶ K. La zona convectiva i la zona radiativa estan dividides per l'estreta zona anomenada tacoclina.

El criteri de Schwarzschild expressa la condició baix la qual una regió d'una estrela és inestable a la convecció. Una porció de gas que puja llaugerament es trobarà en un ambient de pressió menor a la regió d'a on prové. Com a resultat, eixa porció de gas s'expandirà i es gelarà. Si dita porció es gela a una temperatura menor que el gas que la rodeja, de modo que tinga una densitat major a la de dit gas, llavors perdrà flotabilitat, lo que causarà que s'afone i retorne a la regió d'a on va provindre. No obstant, si el gradient de temperatura és lo suficientment elevat (és dir, la temperatura canvia ràpidament en la distància des del centre de l'estrela), o si el gas té una capacitat calorífica molt alta (és dir la seua temperatura canvia relativament llent en expandir-se), llavors la porció ascendent de gas permaneixerà més calent i menys densa que les seues afores, encara despuix d'expandir-se i gelar-se. Esta flotabilitat causarà llavors que continue pujant. La regió de l'estrela en a on açò ocorre és la zona convectiva.

En estreles en més d'1,3 masses solars, la fusió nuclear d'hidrogen a heli ocorre per mig del cicle Carbono-Nitrogen-Oxigen Cicle CNO, en lloc de la cadena protón-protón.
El cicle CNO és molt sensible a la temperatura, per lo que el núcleu es troba molt calent pero la temperatura decau molt ràpidament. Per lo tant, la regió del núcleu forma una zona convectiva que mescla uniformemente el combustible d'hidrogen en l'heli produït. La zona convectiva del núcleu d'estes estreles se sobrepon a la zona radiativa, que està en equilibri tèrmic, i sofrix poc o nul mesclat.

En estreles en menys d'unes 10 masses solars, la coberta exterior conté una regió a on una ionisació parcial d'hidrogen i heli aumenta la capacitat calorífica. La temperatura relativament baixa en esta regió causa al mateix temps que l'opacitat deguda als elements més pesats siga lo suficientment alta com per a produir un gradient de temperatura elevat. Esta combinació de circumstàncies produïx una regió de convecció exterior, damunt de la qual hi ha una granularidad, que és visible en la superfície del Sol. Les estreles de seqüència principal de baixa massa, com una nana roja, baix de 0,35 masses solars, aixina com estreles abans de la seqüència principal, en la trayectòria de Hayashi, són completament convectivas i no contenen una zona de radiació.