Questo ostacolo all’irraggiamento è causa dell’instabilità del plasma, che è spinto dalla pressione di radiazione verso moti di convezione.
I moti convettivi consistono in movimenti del plasma solare all’interno che di solito formano correnti circolari di convezione che riscalda il plasma in discesa, il quale dopo essere risalito sugli strati più alti, cede l’energia all’esterno emettendo fotoni nello spazio per poi raffreddarsi e ritornare all’interno del sole.

 Le dimensione della granulazione è dell’ordine di 1500-2000km e la sua vita media è dell’ordine di 10 minuti.
La granulazione è un fenomeno fotosferico ma proviene della zona convettiva.

I principi della termodinamica affermano che il calore che un sistema cede (ad altri sistemi, al suo interno o all’ambiente circostante) è uguale a quello che l’altro riceve (conservazione dell’energia), e spontaneamente il calore viene ceduto dal sistema a maggior temperatura verso quello a minore temperatura. Il plasma caldo riscalda la cella che tende ad espandersi e a causa della spinta di Archimede sale essendo meno denso del fluido che lo circonda che è più freddo, nello stesso tempo il fluido più freddo scende e prende il posto di quello più caldo che sale.
Il movimento del plasma in questa zona è molto turbolento e complesso. Come sappiamo il sole gira e quindi gira anche la zona convettiva e con lei tutto il plasma provocando un effetto ancora più complesso chiamato effetto coriolis. In più la rotazione solare è differenziale; la velocità di rotazione all'equatore è minore di quella ai poli, questo rende ancora più complesso il movimento del plasma.
Un esempio comune si presenta nella Terra, il suolo viene riscaldato dai raggi del sole per irraggiamento, il calore fa espandere l’aria che diventa meno densa e galleggia come una bolla verso l’alto, arrivando negli strati alti dell’atmosfera cede il suo calore ad altre masse d’aria, ovvero allo spazio esterno, si raffredda ed altre bolle che provengono dal basso la spingono di lato e comincia a scendere.

Un altro esempio di convezione si vede quando una pentola bolle. Le fiamme scaldano la pentola, l’acqua si scalda si espande e sale, invece l’acqua fredda che si trova in superficie scende dove inizia a scaldarsi. Il ciclo convettivo distribuisce il calore dell’acqua uniformemente in tutta la pentola.

Un’altra caratteristica della zona convettiva è quella di produrre dei tubi di flusso magnetici che vengono arrotolati dalla rotazione differenziale e se questi tubi superano certi limiti rimbalzano come elastici e forano la superficie solare producendo cosi uno dei fenomeni più conosciuti che sono le macchie solari. In questi  punti in cui i campi magnetici attraversano la superficie la convezione non può operare, il flusso di energia che arriva dall'interno del Sole si riduce, e la temperatura di conseguenza scende ed è per questo che vediamo le macchie come zone scure. Ma questo fenomeno fa parte della fotosfera con origine nella zona convettiva.
La zona convettiva occupa il 30% del raggio solare. Ha un spessore di circa 208.000 km.
La densità del plasma alla superficie solare è di appena 0,0000002 gr/cm³
La temperatura della zona convettiva va da 2.000.000 di gradi nella base della zona convettiva a 5.700 gradi a contatto con la fotosfera.

Nel 1955 si è scoperto che lo strato esterno della zona convettiva oscilla, provocando piccole contrazioni ed espansioni del sole di alcune decine di km, con un periodo di 5 minuti e altri più lunghi.  Lo studio di questi fenomeni è chiamato eliosismologia e aiuta a comprendere la struttura interna solare.

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