1. Flux ascendants : Au centre de chaque granule, un gaz chaud et lumineux s'élève des couches plus profondes du Soleil. Ces flux ascendants sont provoqués par des cellules convectives à l’intérieur du Soleil, où des matériaux plus chauds sont amenés à la surface. Le gaz montant est moins dense que la photosphère environnante, il se dilate donc et forme la région centrale et lumineuse du granule.
2. Refroidissement radiatif : Au fur et à mesure que le gaz chaud monte, il se refroidit en émettant un rayonnement sous forme de lumière visible. Ce refroidissement radiatif fait que le gaz devient plus dense et redescend vers la surface solaire.
3. Flux descendants : Le long des bords des granules, un gaz plus froid et plus dense redescend vers la surface du Soleil. Ces flux descendants sont moins visibles car moins lumineux que les régions centrales ascendantes et lumineuses des granules. Les flux descendants se produisent dans un réseau complexe entourant le gaz ascendant.
4. Mouvements horizontaux : En plus des flux verticaux ascendants et descendants, il existe également des mouvements de gaz horizontaux à l’intérieur des granulés. Les cellules de convection tournent, ce qui amène les granules à présenter des motifs tourbillonnants et des limites changeantes. Ces mouvements horizontaux transportent l'énergie latéralement à travers la surface solaire.
5. Vortex : À l’intérieur des granules, des vortex ou des tourbillons de gaz à petite échelle peuvent se produire. Ces tourbillons sont provoqués par l’interaction des flux ascendants et descendants et contribuent à la nature dynamique de la granulation.
6. Turbulences : Les granules présentent également un comportement turbulent en raison des interactions complexes de plusieurs cellules convectives. Ces mouvements turbulents renforcent encore l’apparence chaotique de la surface solaire.
Les mouvements de gaz dans les granules à la surface solaire sont entraînés par les mécanismes internes de transport d'énergie du Soleil. La granulation est un phénomène en évolution continue qui reflète la dynamique complexe de la convection dans les couches externes du Soleil.
