В рамках тривимірної гідродинамічної моделі сонячної атмосфери ми розрахували контури ліній Fe I λ 639.361 нм і Fe II λ 523.462 нм, приймаючи до уваги відхилення від локальної термодинамічної рівноваги. Ми знайшли висоти, на яких відбувається зміна знаку контраста, а також зміна напрямку руху конвективних елементів. Ці висоти сильно залежать від контрасту та швидкості конвективних елементів на рівні утворення континууму. Що більші ці величини, то вище в атмосфері Сонця відбувається зміна знаку контрасту та напрямку руху. Отримані результати ми порівняли зі спостережними, які були отримані на німецькому вакуумному баштовому телескопі (о. Тенерифе, Іспанія). На наш погляд, 3D-гідродинамічна модель, яку ми використовували, задовільно описує основні спостережні дані про швидкість та інтенсивність конвективних утворень.