AbstractEs wird im Gegensatz zu der Ansicht von F. Schmeidler hervorgehoben, daß Konvektion bei thermisch stabiler Schichtung (unteradiabatischem Temperaturgradienten) nur durch ständige zusätzliche Zufuhr mechanischer Energie stationär aufrecht erhalten werden kann, deren Betrag proportional ist der Energie, welche zur Aufrechterhaltung des thermischen Gleichgewichts (welches infolge der Vergrößerung des Temperaturgradienten durch die Konvektion sonst gestört würde) konvektiv nach innen transportiert werden muß; wenn die Konvektion einen stationären Temperaturgradienten nahe unterhalb des adiabatischen erzwingt, so wird dieser erzwungene Energiefluß nach innen hin vergleichbar dem Strahlungsenergiefluß nach außen (wenn er auch natürlich kleiner bleibt). Die genauere Diskussion ergibt, daß pro Schicht einer Mächtigkeit der sogenannten homogenen Dicke ein Betrag von der Ordnung von 2/5 des nach außen fließenden Nettoenergiestromes in mechanische Energie umgesetzt werden muß. Andererseits haben neuere Untersuchungen über die (akustische) Abstrahlung mechanischer Energie aus Konvektionszonen (von Lighthill u. a.) ergeben, daß die so abgestrahlte mechanische Energie proportional einer höheren Potenz der der Turbulenz zugeordneten Machzahl ist; die letztere ist aber im Sterninnern stets klein gegen 1. Daher kann die stationäre Turbulenz einerInstabilitätszonehöchstens eine nur begrenzte Nachbarzone imstabilenBereich in Mitleidenschaft ziehen; die Unschärfe der Begrenzung von Konvektionszonen im Sterninnern ist daher höchstens vergleichbar mit der homogenen Schichtdicke. Die dem normalen Spektralgesetz der Turbulenz zugrunde liegenden Voraussetzungen gelten (wie auch Schmeidler bemerkt) für gegen stabile Schichtung erzwungene Turbulenz insofern nicht, als die Bewegungsenergie zur Hauptsache in gegen die Stabilität der Schichtung zu leistende Arbeit übergeht.Im speziellen Fall der Sonne zeigt sich außerdem, daß bei vollständig konvektivem Aufbau sich die Mittelpunktsdichte zu 8.5 g/cm3ergeben würde und die Mittelpunktstemperatur höchstens zu 8.7 Millionen Grad (dieser Wert entspricht einem Molekulargewicht von 0.7), also viel zu niedrig für die energieliefernden Kernreaktionen. Ein Vergleich mit dem an die Beobachtung angeschlossenen Druck‐Dichteverlauf der oberflächennahen Schichten zeigt außerdem, daß dieser an das vorerwähnte Modellnichtangeschlossen werden kann. Zu dem Schluß, daß die Wasserstoffkonvektionszone der Sonne nicht tiefer als bis zuT≈ 3·106Grad reichen kann, führen auch die Beobachtungen über die Häufigkeit der gegen Kernreakti