A Nap – mint említettük – gáz halmazállapotú égitest, ezért szigorú értelemben nincs felszíne. A szemünkbe érkező napsugárzás több mint 90%-a 90%-azonb90%-an 90%-a N90%-apn90%-ak egy igen vékony rétegében keletkezik (reemittálódik). Ennek 90%-a rétegnek 90%-a v90%-ast90%-agság90%-a mindössze 400 km, 90%-ami elenyészően kevés a Nap másfélmillió kilométeres átmérőjéhez képest. Ezt a réteget fotoszférának nevezzük.
Amikor a Nap felszínéről beszélünk, akkor nem geometriai felületet értünk ezen, hanem egy réteget, a fotoszférát. A Nap fotoszféra alatti tartományait a Nap belsejének, a fotoszférát és a felette levő tartományokat a Nap légkörének nevezzük. Más szavakkal: a Nap légkörébe belelátunk, a belsejébe nem.
A Nap belseje három részre osztható:
1. a centrális mag,
2. a röntgensugárzási zóna, 3. a konvektív zóna.
A centrális magban történik a Nap energiatermelése. A Nap energiatermelésének titkára csak a XX. század közepén derült fény. A múlt század elején még úgy tartották, hogy a Napon közönséges égés történik. Ezt a felfogást azonban hamarosan el kellett vetni, mert ha a Nap a legjobb minőségű
szénből volna, akkor is csak néhány ezer évig termelne a mai szinten energiát – holott a geológiai leletekből tudjuk, hogy a Nap több mint négy-és fél milliárd év óta gyakorlatilag változatlan.
A múlt század közepén Helmholz azt feltételezte, hogy a Nap folyamatosan összehúzódik és energiáját a gravitációs energia rovására termeli. Ez a folyamat sem fedezheti azonban a Nap energiatermelését néhányszor százezer évnél tovább. Századunk húszas éveiben a radioaktív bomlásoknak tulajdonították a Nap hő- és fénysugárzását, de ez sem bizonyult kielégítőnek. A Nap energiatermelésének problémáját a magfizika oldotta meg.
Mivel a Nap másodpercenként 3,86 · 1026 J energiát termel, ennek fedezésére másodpercenként 6 · 1011 kg ≈ 600 millió tonna hidrogén alakul át héliummá. Ez 5 milliárd év alatt is a Nap jelenlegi 2 · 1030 kg tömegének csak az 5%-át teszi ki. Jelenlegi ismereteink szerint a Nap energiatermelését kielégítő módon meg lehet magyarázni az említett magfúziós folyamatokkal. Utódaink szempontjából is megnyugtató, hogy a magfúziós folyamatok még kb. 10 milliárd évig változatlan szinten képesek fedezni a Nap energiatermelését.
A röntgensugárzási zóna a centrális mag körül helyezkedik el, és a centrális magban keletkezett energiát továbbítja a külsőbb tartományok felé.
Azért nevezzük röntgensugárzási zónának, mert itt a nagy hőmérséklet miatt az energia főképpen röntgensugárzás formájában van jelen.
A konvektív zóna a Nap felszíne alatt 100 000 km-rel kezdődik. Itt a speciális fizikai viszonyok miatt a sugárzás már nem tudja az energiát kifelé továbbítani. Az energiatovábbítást az anyagnak a víz forrásához némiképp hasonló áramlása, az ún. konvekció biztosítja.
A Nap légköre is három tartományból áll. A legbelső réteg a már korábban is említett fotoszféra. E felett helyezkedik el a kromoszféra és a korona.
A fotoszféra mintegy 400 km vastag, a hőmérséklet itt kb. 6000 K. A Napot különleges segédberendezések nélkül vizsgálva, a fotoszférát látjuk.
1. ábra - . A Nap granulációs szerkezete
A Nap fotoszférájáról (felszínéről) igen jó légköri viszonyok között készített fényképfelvételeken sötét háttér előtt kisebb-nagyobb, világosabb szemcséket figyelhetünk meg. Ezt nevezzük granulációs szerkezetnek (1. kép). A szemcséket granuláknak hívjuk. Egy granula kb. 500 km átmérőjű, és benne az anyag 1–2 km/s-os sebességgel a felszín felé mozog. Élettartamuk 5–7 perc; ennyi idő elteltével összekeverednek környezetükkel, és eltűnnek.
2. ábra - . Egy jellegzetes napfolt. A sötét umbrát világosabb, szálas szerkezetű penumbra veszi körül
A granulák közötti sötét tartományokban az anyag befelé áramlik. A Nap belsejében levő konvektív zóna felső határa belenyúlik a fotoszférába és a granulák tulajdonképpen a felszálló konvektív elemek.
A fotoszféra legfeltűnőbb jelenségei a napfoltok. Egy egyedülálló napfolt (2. kép) átlagos átmérője 10 000 km, élettartama kb. 1 hét. Két részből áll: a sötétebb belső umbrából és az ezt körülvevő világosabb, szálas szerkezetű penumbrából. Az umbra hőmérséklete mintegy 1000 K-nel alacsonyabb a fotoszféra hőmérsékleténél – ezért látszik sötétebbnek. A napfoltok megjelenésének az az oka, hogy a fotoszférában időnként igen erős mágneses tér jön létre. Ahol a mágneses fluxussűrűség megnövekedik, ott jelenik meg a napfolt. Vannak északi és déli polaritású napfoltok; az előbbiek úgy viselkednek, mint egy rúdmágnes É-i, az utóbbiak, mint ennek D-i pólusa. A mágneses fluxussűrűség 0,1–0,35 T.
A napfoltok csak ritkán láthatók egymagukban, általában foltcsoportokba tömörülnek. Egy foltcsoport jellegzetes mérete 100 000 km, és élettartama kb. 1 hónap. A legtöbb foltcsoport egy határvonallal két részre bontható; az egyik részben csak É-i, a másikban csak D-i polaritású foltok találhatók.
Ezeket a foltcsoportokat bipoláris foltcsoportoknak nevezzük. Ezek közül azt, amelyik a Nap forgása folyamán előbb halad át a centrálmeridiánon (a napkorong középpontján É–D irányban áthaladó vonal), vezető foltnak, míg a másikat követő foltnak nevezzük.
A Nap foltokkal való fedettsége nem állandó. Időnként sok folt látható a Napon, máskor alig van folt. A Napnak foltokkal való fedettségét a Wolf-féle relatív számmal mérjük:
R = k (10 g + f),
ahol f a Napon látható összes foltok száma, g a foltcsoportok száma (egy egyedülálló folt is foltcsoportnak számít) és k a távcsőre jellemző állandó.
(Egy 10 cm átmérőjű lencsés távcsőre k ≈ 1.) Ha R értékét az idő függvényében feltüntetjük, akkor a 75. ábrán látható görbét kapjuk. Látható, hogy R időben periodikusan változik: vannak napfoltminimumok és -maximumok. Két minimum között eltelt időt napfoltciklusnak nevezünk. A napfoltciklusok átlagos hossza 11,2 év. Megállapítható még egy 90 éves ciklus is.
75. ábra - A Nap foltokkal való fedettségét kifejező relatív szám változása 1730 és 1975 között
76. ábra - A pillangódiagram
A napfoltciklus elején a foltok a Nap egyenlítőjétől északra és délre 30°–45°-ra keletkeznek, míg a ciklus végére a keletkezési zónák a Nap egyenlítője közelébe húzódnak. Ez a jelenség nagyon jól megmutatkozik egy olyan grafikonon, amelynek a vízszintes tengelyén a folt keletkezési idejét, a függőleges tengelyén pedig a keletkezésnek a Nap egyenlítőjétől mért szögtávolságot tüntetjük fel (76. ábra). Ezt a grafikont nevezzük
„pillangódiagram”-nak. Érdekes, hogy a vezető és a követő folt mágneses polaritása általában ellentétes. Egy cikluson belül a vezető foltok ugyanazon (pl. az északi) féltekén mindig azonos (pl. északi) polaritásúak. Ugyanezen ciklus alatt a Nap másik (déli) féltekéjén lévő vezető foltok polaritása az északi félteke vezető foltjainak polaritásával ellentétes (déli). A következő ciklusban a helyzet megfordul, az északi félteke vezető foltjai déli, míg a déli félteke vezető foltjai északi polaritásúak. Mágneses értelemben egy napfoltciklus tehát nem 11, hanem 22 évig tart. Az iménti jelenség valószínű magyarázatára szolgál a Babcock-féle hipotézis, amely szerint a Nap mágneses erővonalai a tengely körüli nem egyenletes forgás következtében mintegy feltekerednek a Napra. A közhiedelemmel ellentétben a napfoltoknak gyakorlatilag semmilyen közvetlen földi hatásuk nincs.
A napfoltok környékén a fotoszféra világosabb, gyöngyszerűen összefűzött szerkezetet mutat. Ezt nevezzük fáklyamezőnek (3. kép), illetve ennek elemeit fáklyának. A fáklyák a fotoszféra felső tartományaiban levő, környezetüknél mintegy 300 K-nel magasabb hőmérsékletű „felhők”.
3. ábra - kép. Fáklyamező a Nap fotoszférájában
A kromoszféra már csak teljes napfogyatkozások alkalmával vagy különleges segédberendezések felhasználásával figyelhető meg. Vastagsága mintegy 10 000 km, hőmérséklete kb. 10 000 K. Sűrűsége csak százezred része a fotoszféra sűrűségének. Létét és magas hőmérsékletét a konvektív zónában keletkező különleges mágneses (magnetohidrodinamikai) hullámoknak köszönheti.
A kromoszféra jellegzetes megnyilvánulásai a protuberanciák. Ezek a fotoszféra fölé nyúló gázhidak a Napon (4. kép). Jellegzetes méretük 100 000 km, élettartamuk kb. egy hónap. Keletkezésükben jelentős szerepe van a Nap mágneses terének. Általában hosszú ideig, változatlan alakban figyelhetők meg. Néha azonban előfordul, hogy egy-egy protuberancia „felrobban”. Ezeket eruptív protuberanciáknak nevezzük. Érdekes, hogy a felrobbant protuberanciák helyén néhány nap múlva általában a régihez hasonló alakú, új protuberancia keletkezik.
A kromoszféra és az egész naptevékenység legfontosabb jelenségei a flerek (vagy más néven erupciók, illetve napkitörések). A fler lényegében a kromoszféra hirtelen kifényesedése a napfoltcsoportok fölött. A kifényesedés néhány perc alatt megy végbe, majd 20–100 perc alatt ismét elhalványodik. Flerkitörések alkalmával jelentősen megnövekszik a Nap rádió-, röntgen- és ultraibolya-sugárzása. Ezenkívül részecskék, elsősorban elktronok, de néha protonok is kidobódnak ilyenkor a Napból. Igen ritkán (egy napciklus idején néhányszor) olyan nagy intenzitású flerek is előfordulnak, amelyek alkalmával kozmikus (közel fénysebességgel mozgó) protonokat is észlelhetünk. Ezeket protonflereknek nevezzük. A flerek keletkezésének oka még nem tisztázott, de tény, hogy a napfoltok mágneses terének hirtelen változása szerepet játszik kialakulásukban. Mivel foltcsoportok felett figyelhetők meg, a gyakoriságuk követi a Wolf-féle napfolt-relatívszám változásait. A flereknek több közvetlen- és közvetett földi hatása mutatható ki.
4. ábra - kép. Protuberancia a Napon
5. ábra - kép. A Nap koronája
A korona a Naplégkör legkülső tartománya (5. kép). Ez a kromoszféránál is ezerszer kisebb sűrűségű gázburok a Nap méreteivel közel azonos vastagságú. Alakja változó, napfoltmaximum idején megközelítően gömb alakú, minimumkor erősen belapul. A korona folyamatosan megy át a bolygóközi anyagba, ezért a határa megállapodás kérdése. A csillagászok általában azt értik napkoronán, amit napfogyatkozások alkalmával meg lehet figyelni. A korona hőmérséklete igen magas, 1–2 millió K. A korona fűtésében szintén a konvektív zónában keletkező mágneses hullámok játsszák a fő szerepet.