Energien som produseres dypt inne i stjernenes indre, transporteres ut til overflaten ved tre ulike mekanismer: Strålingstransport, konveksjon og varmeledning.
Strålingstransport foregår ved at fotoner sendes ut av gassen, beveger seg et stykke, for så å bli absorbert og sendt ut på nytt i en vilkårlig retning. Avstanden fotonene kan bevege seg, bestemmes av opasiteten (hvor lett stråling kan passere gjennom et gasslag) og gassens tetthet. Siden fotonene bare beveger seg brøkdeler av en cm av gangen, avstanden til overflaten kanskje er en million km, og fotonene sendes ut igjen i helt tilfeldig retning, tar det svært lang tid for strålingsenergien å nå overflaten. I Solen tar dette flere millioner år.
Dersom gassen er meget tett, og spesielt hvis gassen er degenerert, kan varmeledning være effektiv. I de fleste stjerner er likevel ikke denne mekanismen viktig.
Dersom mye energi skal transporteres utover og/eller opasiteten er høy, slik at transporten er ineffektiv, overtar konveksjon. Dette er varme gassbobler som stiger og kjøligere som synker, og kan sammenlignes med stigende tordenværsskyer om sommeren. Konveksjon er meget effektiv og kan transportere langt mer energi enn stråligen over nesten hele stjernens radius på bare noen få måneder (sammenlignet med flere millioner år for stråling). Samtidig blander den gassen slik at ulikheter i kjemisk sammensetning, f.eks. som følge av kjernereaksjoner, smøres ut. I Fig. 3 er det vist hvilke deler av stjernene som er konvektive i hovedseriestjerner med ulike masser. Stjernene med minst masse er konvektive tvers igjennom, så når disse en gang i fjern fremtid har brukt opp alt sitt hydrogen, har konveksjonen blandet gassen slik at hele stjernen har blitt omdannet til helium. Dermed unngår disse stjernene å bli kjempestjerner, og siden de har for lite masse til å antenne helium, ender de direkte opp som kompakte, kjølnende hvite dverger.
I stjerner av Solens type er det konveksjon i de ytre lagene fordi opasiteten der er høy. Dermed ville ikke strålingstransport ha vært effektiv. I stjerner med stor masse er temperaturen på overflaten så høy at grunnstoffene med størst konsentrasjon, hydrogen og helium, er nesten fullt ioniserte. Dermed blir opasiteten i de ytre lagene lavere slik at strålingstransport kan fungere. I de indre lagene er energiproduksjonen svært konsentrert til den aller innerste delen; dermed må mye energi transporteres gjennom små overflater, og konveksjon oppstår.
Konveksjon kan involvere ganske kompliserte fysiske fenomener. Man har i prinsippet fysiske lover som gjør det mulig å regne ut hvilke områder som har konveksjon i stjernene. De oppstigende og nedsynkende gassboblene har imidlertid stor fart og dermed stort treghetsmoment. De klarer derfor ikke å stoppe ved den teoretiske grensen for konveksjonslagets utstrekning - de skyter over. Dette kalles overshooting og er samme fenomen som kan observeres i kraftige tordenbyger om sommeren. Skyen stiger opp og vider seg ut til en ambolt. Men på toppen av ambolten stiger ofte en lett synlig topp opp: Dette er atmosfærisk overshooting.
I utviklingstrinnene etter hydrogenbrenning, er stjerner med mer masse enn 0,26 solmasser kjemisk inhomogene: De har en heliumkjerne omgitt av en hydrogenkappe. I mellom disse oppstår muligheten for det man kaller semikonveksjon. Dette er en langsom gassbevegelse som transporterer lite energi, men som blander gassen og jevner ut de kjemiske gradientene. Slike soner kan vekselvirke med konveksjonssoner og seg selv slik at de deler seg, og meget kompliserte strukturer med mer enn 100 ulike konveksjonslag og semikonveksjonslag kan dannes. Siden disse prosessene blander gassen, og gassens sammensetning er viktig for de senere utviklingsstadiene, må både overshooting og semikonveksjon tas hensyn til i modeller.