由于湍流理论发展的不完善，至今天文学广为应用的仍是一种所谓混合长的恒星对流理论。它并不是一种遵循流体力学方程和湍流理论的动力学理论，而是一种将湍流元类比于气体分子的唯象理论，其最大的优点是物理的直观性和使用的简单性，但其根本缺点就在于它不能给湍动对流的动力学过程以精确的数学描述。在处理非局部对流和非定常对流时，其缺点就显得格外突出和不可容忍，甚至导致矛盾和不自恰。
大多数变星都具有延伸程度不等的表面对流区。对流通过对流传能（对流与变星脉动的热力学耦合）、湍流压和湍流粘滞性（动力学耦合）影响着变星的脉动稳定性。
我从定性的分析得知，湍流压一般起激发作用，而湍动热对流与湍流粘滞性则是阻尼作用。三者的相对大小随恒星的内部结构性质而变化，从而导致具有延伸对流包层低温恒星脉动特性的千变万化。为定量处理对流与脉动的耦合，就需要发展一种非定常的恒星对流理论。早在1964年前后我就提出了这个课题，并初步构想，能否仿照分子输运理论那样，建立一个类似于玻尔兹曼方程那样的推求湍流速率分布的方程。一旦找到湍流速率分布函数，则所有的湍动热对流、湍流压和湍流粘滞性则均可得到。这个理论构想被十年动乱整整耽搁了整整十年，于1975年前后才又得以重新开始着手研究。
随着研究的深入和对湍流知识的加深，我才开始认识到湍流实际上比分子运动要更为复杂。分子除在短暂的碰撞瞬间外，基本上是自由的，因而可认为是一近独立子系。通过玻尔兹曼方程，可以建立一套优美的分子输运理论。而流体则处在连续不断的相互作用中。产生于流场某处的局部扰动，通过压力变化可以迅速波及整个流场。流体运动的非线性和非局部性是湍动对流理论困难性的根本所在。为避免唯象理论的固有缺点，我认为最好将恒星对流理论建立在流体力学方程和湍流理论基础上。其优点是：
第一，这样的理论将具有更坚实的物理基础，能更正确地描述湍动对流的动力学行为。
第二，我们能借助湍流理论现有的研究成果。
第三，其理论形式将更为统一，便于推广。
例如，沿着同一的理论模式，我们能建立定常的和非定常的，局部的和非局部的，化学均匀的和化学不均匀恒星的，径向和非径向脉动的恒星对流理论。特别对于化学非均匀的和恒星非径向脉动，至今只有我们的理论能予以处理。经过几年的探索，1977年我提出一种非定常湍动对流的统计理论。随后就将它用于变星脉动理论计算，成功解释了造父变星和天琴座RR型变星脉动不稳定区低温（红）边界存在的理论难题。
我随后的研究发现，大质量恒星演化中著名的所谓半对流理论矛盾实际上是局部对流理论引起的。当时国际上通行的办法是仍保持对流的局部处理，而人为地引进一个所谓半对流区来弥补因对流的局部处理而导入的矛盾。很自然，并不存在一种自恰的方法去构成这个所谓半对流区。不同的研究者采用各自的方法，这引起恒星演化计算很大的不确定性。
这至今仍是恒星演化理论最重要的理论困难之一。我则认为，如果恢复对流的非局部描述，则上述局部对流理论导入的矛盾将会自动消失。因此1979年我提出一种非局部对流的统计理论，随后又将其推广到化学非均匀恒星组态更为一般的形式，并得到一组非局部对流理论下恒星演化计算的自恰封闭方程组。由于当时计算条件极端恶劣，我差不多花了整整五年时间，才完成了利用上述新的恒星演化计算方案，大质量恒星主序后的早期演化的理论计算。正如我理论预期的那样，半对流的理论矛盾确实自行消失了。与传统理论相比，我们新理论主序带更宽，更亮，这有利于解释著名的所谓造父变星质量矛盾以及缓和理论与观测的亮星在赫-罗图上的分布之间的矛盾。
