2.1.1 Stabilité convective 2.1.3 De l'existence ... 2.1 Convection

2.1.2 Longueur de mélange

Dans une couche instable selon le critère de Schwarzschild, les mouvements convectifs présentent des amplitudes croissantes. Dans un fluide de grande viscosité, ces mouvements peuvent se développer à l'intérieur de cellules et devenir stationaires, mais dans les gaz stellaires presque sans viscosité, ils deviennent généralement turbulents. Les constants changements observés à la surface du Soleil corroborent ce concept de convection solaire turbulente.
Une description quantitative de la turbulence est toujours un problème essentiellement non résolu. La théorie de la longueur de mélange, concept relativement simplifié, est traditionnellement employé pour décrire le transport convectif de l'énergie à l'intérieur d'étoile.

Cette théorie pour des écoulements turbulents fut développée par G.I. Taylor, W. Schmidt et L. Prandtl entre 1915 et 1930 pour décrire la convection obtenue en laboratoire et la convection géophysique. Par analogie avec le libre parcours moyen de la théorie cinétique des gaz, ils définissent la longueur de mélange comme étant la distance durant laquelle une parcelle de gaz peut être identifiée avant qu'elle ne se dissolve. Lorsque le concept est introduit en astrophysique, diverses hypothèses concernant cette longueur de mélange sont faites : la distance au centre de l'étoile, l'échelle de hauteur des variations de paramètres tels la densité ou la température, le diamètre moyen observé des granules, etc. Le formalisme décrivant la longueur de mélange est :

où est la hauteur de l'échelle des pressions et une constante comprise entre 1 et 2 pour la plupart des modèles actuels.