Не знаю, Вам ли на E-mail отвечал, поэтому повторюсь здесь:
Цитата с
http://www.grani.ru/Society/Science/m.92783.html:
Считается, что конвективная зона солнцеподобных звезд начинается около их поверхностных слоев и простирается до глубины в 20-30% радиуса (у Солнца это приблизительно 125 тысяч миль или 200 тысяч километров). Это зона частично ионизованных водорода и гелия, находящихся в состоянии непрерывной ротации. Перенос теплоты в конвективной зоне значительно эффективнее, чем в устойчивых слоях, поэтому градиент температуры в конвективной зоне мал (отсюда и ее столь большая толщина)....
И ещё одна цитата (из pdf-файла, который я приложил к тексту письма):
Вторым свободным параметром солнечной модели является параметр теории конвекции
а, определяющий величину температурного градиента в конвективной оболочке Солнца. Конвективная оболочка начинается на глубине примерно 200000 км. Подробный разбор теории конвекции не входит в нашу задачу, однако общие представления о ней у студентов все же должны быть. С этой целью в теоретическом сопровождении задания существует краткое описание теории длины пути перемешивания (ТДПП) (Bohm-Vitense 1958; Cox, Giuli 1961 ). Согласно этой теории параметр
а - величина порядка единицы, равная отношению среднего пути l, проходимого конвективным элементом за время его существования, к шкале высот по давлению
Hp*a = Hp/l , где , Hp = P/(r*g), P–давление, r и g – плотность и гравитационная постоянная. При этом предполагается, что средний путь, проходимый элементом, сравним с характерными размерами элемента. Для использования данной теории необходимо задать значение параметра a. Для первого приближения можно его принять равным 1. Расчеты показывают, что этот параметр больше влияет на вычисляемый радиус, чем на светимость....
Таким образом, в первом приближении можно считать, что тепературный градиент в конвективной зоне Солнца равен нулю.
И еще посмотрите ссылки из темы про строение Солнца, может Вам пригодится:
https://astronomy.ru/forum/index.php/topic,13675.0.html
