Jelaskan Zona konvektif dari Matahari

Di lapisan terluar matahari, dari permukaannya sampai kira-kira 200.000 km di bawahnya (70% radius matahari dari pusat), suhunya lebih rendah daripada di zona radiatif dan atom yang lebih berat tidak sepenuhnya terionisasikan. Akibatnya, transportasi panas radiatif kurang efektif. Kepadatan gas-gas ini sangat rendah untuk memungkinkan arus konvektif terbentuk. Material yang dipanaskan di takoklin memanas dan memuai sehingga mengurangi kepadatannya dan memungkinkan material tersebut naik. Pengaruhnya, konveksi termal berkembang saat sel panas mengangkut mayoritas panas ke luar hingga fotosfer matahari. Setelah material tersebut mendingin di fotosfer, kepadatannya meningkat, lalu tenggelam ke dasar zona konveksi. Di sana, material memanfaatkan panas dari atas zona radiatif dan siklus ini berlanjut. Di fotosfer, suhu menurun hingga 5.700 K dan kepadatannya turun hingga 0,2 g/m3 (sekitar 1/6.000 kepadatan udara di permukaan laut).

Kolom panas di zona konvektif membentuk jejak di permukaan matahari yang disebut granulasi dan supergranulasi. Konveksi turbulen di bagian terluar interior matahari ini menghasilkan dinamo "berskala kecil" yang menciptakan kutub magnetik utara dan selatan di seluruh permukaan matahari. Kolom panas matahari disebut sel Bénard dan berbentuk prisma heksagon.