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Poiché c'è una differenza di temperatura fra il nucleo e la superficie di una stella (o [[fotosfera]]), l'energia prodotta nel nucleo viene trasferita in superficie. Questo trasferimento avviene in due modi: per [[irraggiamento]] e per [[convezione]]. Si chiamano ''[[zona radiativa|zone radiative]]'' le parti della stella in cui l'energia viene trasferita per irraggiamento e ''[[zona convettiva|zone convettive]]'' quelle in cui l'energia viene trasferita tramite convezione. Nelle zone radiative ci sono pochi movimenti di [[Fisica del plasma|plasma]] e l'energia viene trasportata per mezzo di [[Radiazione elettromagnetica|onde elettromagnetiche]]; viceversa, nelle zone convettive l'energia viene trasportata mediante movimenti di plasma e in particolare con l'ascesa del materiale caldo e la discesa del materiale più freddo. La convezione è un meccanismo più efficiente di trasporto dell'energia rispetto alla radiazione, ma può operare solo quando è presente un elevato [[gradiente di temperatura]]<ref name=brainerd/><ref name=aller91>{{cita libro | nome=Lawrence H. | cognome=Aller | anno=1991 | titolo=Atoms, Stars, and Nebulae | url=https://archive.org/details/atomsstarsnebula0000alle_3rded | editore=Cambridge University Press | ISBN=0-521-31040-7 }}</ref>.

[[File:EstrellatiposStar types.pngsvg|thumb|left|upright=1.5|La struttura interna di alcune stelle in relazione alla loro massa; le curve rappresentano la [[zona convettiva]], le linee spezzate la [[zona radiativa]].]]

Nelle stelle massicce, oltre le 10 M_☉<ref name=aaa102_1>{{cita pubblicazione| autore=Bressan, A. G.; Chiosi, C.; Bertelli, G. | titolo=Mass loss and overshooting in massive stars | rivista=Astronomy and Astrophysics | anno=1981 | volume=102 | numero=1 | pp=25-30 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1981A&A...102...25B|accesso= 29 novembre 2011 }}</ref>, il tasso di produzione dell'energia per mezzo del ciclo CNO è estremamente sensibile alla temperatura, sicché i processi di fusione sono molto concentrati nel nucleo interno della stella. C'è pertanto un alto gradiente di temperatura fra la zona in cui avviene la fusione e il resto del nucleo; in queste condizioni la convezione può operare efficientemente<ref name=hannu/> all'interno del nucleo stellare in modo da rimuovere dal nucleo interno l'elio prodotto dalla fusione. In tal modo le stelle di questo tipo riescono a consumare grandi quantitativi di idrogeno nel corso della loro permanenza all'interno della sequenza principale. Nelle regioni esterne delle stelle massicce il trasporto dell'energia avviene invece per radiazione.<ref name=brainerd/>