Zone de convection

Le gradient de température détermine si un élément d'une étoile va monter ou descendre s'il est déplacé par des fluctuations aléatoires dans l'étoile, ou si le principe d'Archimède le ramènera à sa position initiale. Le critère de Schwarzschild pour inhiber la convection est[1] :

${\displaystyle -{\frac {dT}{dz}}<{\frac {g}{C_{p}}}}$

Où ${\displaystyle g}$ est l'accélération gravitationnelle et ${\displaystyle C_{p}}$ est la capacité thermique à pression constante.

Dans les étoiles de la séquence principale de plus de 1,3 fois la masse du Soleil, la température du cœur est très élevée et provoque la fusion nucléaire de l'hydrogène en hélium, principalement via le cycle carbone-azote-oxygène (CNO) au lieu de la chaîne proton-proton, moins affectée par la température. Le cœur de ces étoiles est entouré d'une couche de rayonnement qui est en équilibre thermique et subit peu ou pas de mélange[2].

Par contre, la couche au-dessus est réchauffée à sa base par le rayonnement, et refroidie à son sommet par la couche externe de l'étoile. Le fort gradient de température permet ainsi une zone de convection qui mélange lentement le combustible d'hydrogène avec le produit d'hélium. Dans les étoiles les plus massives, la zone de convection peut s'étendre du noyau à la surface[3].

Dans les étoiles de séquence principale de moins d'environ 10 masses solaires, l'enveloppe extérieure de l'étoile contient une région où l'ionisation partielle de l'hydrogène et de l'hélium augmente la capacité thermique. La température relativement basse dans cette région provoque simultanément que l'absorbance, due aux éléments plus lourds, soit suffisamment élevée pour produire un gradient de température abrupt. Cette combinaison de circonstances produit une zone de convection externe, dont le sommet est visible dans le Soleil sous forme de granulation solaire. Les étoiles de la séquence principale de masse faible, comme les naines rouges inférieures à 0,35 de masse solaire, ainsi que les étoiles de séquence pré-principales du trajet de Hayashi, sont convectives dans tout leur volume, et ne contiennent pas de zone de rayonnement[4] - [5].

Dans les étoiles géantes rouges, et en particulier pendant la branche asymptotique des géantes, la zone de convection superficielle varie en épaisseur pendant les phases de fusion nucléaire dans la coquille interne, près du cœur de l'étoile. Cela provoque des évènements de courte durée de drague des éléments résultant fusion depuis le cœur de l'étoile vers la surface.