A Nap, a Naprendszer központi csillaga. Körülötte kering a Föld, valamint a Naprendszerhez tartozó bolygók, törpebolygók, kisbolygók, és az üstökösök. A Nap egy termonukleáris nagyolvasztó, amely hatalmas robbanásokban tör ki. A Földtől körülbelül 150 millió kilométer távolságra van, ami fénysebességgel mindössze 8,3 perc.

A világegyetemben több milliárd csillag van, de csak egy uralja kozmikus terünket: a Nap. Ez egy pokoli égitest, mely főleg hidrogénből és héliumból áll és túlfűtött plazmaként ég több millió Celsius fokon. Felszíne vad robbanásokban tör ki, miközben halálos, sugárzó viharokat bocsájt ki az űrbe, több millió kilométer távolságban. Ám ugyanakkor, az ennek során felszabaduló, majd a világűrbe szétsugárzott energia, nélkülözhetetlen a legtöbb földi élőlény számára. Fénye, a növények fotoszintézisét, hője pedig az elviselhető hőmérsékletet biztosítja. Fénye és hője mellett különböző tudományágak szempontjából kiemelt jelentőséggel bír, mert bizonyos jelenségeket nem tudunk előállítani, csak a Napon megfigyelni. Ezek a tudományágak: plazmafizika, magnetohidrodinamika, atomfizika, részecskefizika.

A Nap egy G2V színképtípusú csillag, a mintegy 10 milliárd évig tartó fősorozatbeli fejlődésének a felénél jár.

 Napunk a sárga törpéknek nevezett csillagfajtába tartozik. Sárga, a felszínének színe miatt és törpe, mert csillagnak kicsi. De a kicsi fogalma relatív. Területébe a Föld, 1 milliószor is beleférne. Átmérője több mint 1.600.000 kilométer és ez egy igen masszív égitest. A Nap hatalmas hő és energiaforrás. Felszínének hőmérséklete több mint 5 és félezer Celsius fok és 380 billió Megawatt áramot termel. Emellett minden emberi teljesítmény eltörpül.  A Nap egy másodperc alatt több energiát bocsájt ki, mint amennyit az emberi ciizációk valaha felhasználtak.  Ennyi erő, egyetlen pillanat alatt. Hihetetlen, de több milliárd éve, ilyen erővel ég.

Napunk az űrből nézve

Az első csillagászok nem értették, hogy a Nap hogyan termelhet ennyi energiát ilyen hosszú ideig. Ez volt az első rejtély, vagyis, hogy a Nap miből termel energiát. A 19. század első felében a tudósok úgy vélték, hogy a Nap éppen úgy ég, mint a tűz a Földön és, hogy volt benne valami üzemanyag. Talán szén, mely lassan felégett. De ez a teória sántított.

 A 20. század elején a Karbon korból fennmaradt földi kövületek és maradványok azt bizonyították, hogy a Nap már létezett és elég melegen égett ahhoz, hogy ne csak pár ezer évig adhasson életet, hanem 3 milliárd évig. Ha ekkora tüzet akarnánk rakni, amely ilyen sokáig égne, több száztrillió köbméter tűzifára lenne szükségünk.

Éppen ezért úgy gondolják, hogy léteznie kellett, egy másik, számunkra ismeretlen folyamatnak, mely táplálta a Napot. Az 1920-as években a tudósok megtalálták a választ egy olyan folyamatban, mely később a hidrogénbomba magfúziót is elősegítette.

 Fúzió akkor keletkezik, mikor az atomokat nagyiramban összesűrítik, és szó szerint egyesülnek. Ez csak megfelelő körülmények között jöhet létre.

Ha valamilyen gázt eléggé felmelegítünk, akkor az elektronok kiesnek az atomokból, ionok és szabadelektronok keveréke lesz. Ebben a halmazállapotban másképp viselkedik, mint egy normális gáz, ezért másképp is hívjuk: plazmának. A plazma anyaga tulajdonképpen kétkomponensű folyadékként viselkedik, melynek összetevőit (az elektron- és az ion-folyadékot) elektromágneses erők kötik össze. A csillagunk magjában levő plazma 150-szer sűrűbb a víznél és körülbelül félliternyi Nap anyag tömege annyi, mint egy átlagos emberé.

A Nap magja, a Nap sugarának negyedéig (20-25%-áig) tart. Az energia 99 %-a itt keletkezik. Ez a hely, a rendkívül magas hőmérséklet és a nagy sűrűség hatására tökéletes katlan, a termonukleáris reakció, azaz a magfúzió számára. Ez a Naprendszer legforróbb helye, ahol a hőmérséklet eléri, a közel 15 millió Celsius fokot, a sűrűség pedig a 1,5·105 kg/m³ értéket. A magfúzió lényege, hogy a Napban a hidrogén atomok hatalmas nyomás alatt összeütköznek, és hélium atomokká egyesülnek, melynek során minden négy hidrogénatom egyesüléséből egy héliumatom keletkezik. Mivel a pozitív elektromos töltésű protonok erősen taszítják egymást (Coulomb-erő), csak az egymáshoz képest nagyon gyorsan mozgó részecskék ütközhetnek össze és alakulhatnak át nehezebb atommaggá. Ezért kell a fúzióhoz nagyon magas hőmérséklet. Még a Nap központi 15 millió fokos részében is csak az úgynevezett alagúteffektus teszi lehetővé a protonok egyesülését. Az ebben a folyamatban, a létrejött atom kevésbé masszív, mint azok, amelyekből létrejött. A reakcióban résztvevő anyag tömegének 0,7%-a az átalakulás során (E=mc2) energiaként szabadul fel, nagyenergiájú fotonok (gamma- és röntgensugárzás) formájában, és a többi réteg az innen kiáramló energiának köszönheti hőmérsékletét. Tehát ez az energiatermelési folyamat a Nap számára tömegvesztéssel jár. A Nap belsejében másodpercenként 600 millió tonna hidrogén, 595 millió tonna héliummá sűrűsödik. Az az 5 millió tonnás tömeg, mely a folyamat során elvész, egy 1 millió 1 megatonnás hidrogénbombává alakul át, minden másodpercben, ami 383·1024 Watt energia keletkezésével jár. A magban keletkezett összes sugárzás áthalad a felette levő rétegeken, mielőtt elérné a fotoszférát és kijutna a világűrbe. A fúziós folyamatok nagyon érzékenyen reagálnak a hőmérséklet illetve a környezet sűrűségének változására. A mag középpontjától kifelé haladva a hőmérséklet folyamatosan csökken, így a fúziós folyamatok a mag külső részét elérve teljesen leállnak.

A magban zajló láncreakció intenzitásának állandóságát önszabályozó mechanizmusok segítik; a reakció továbbterjedése az egyesülő atommagok nagyobb aránya miatt a mag felhevüléséhez, és a megnagyobbodásához vezetne, de a felsőbb rétegekben található nagy mennyiségű semleges anyag beáramlása csökkenti a fuzionáló atomok arányát, lecsillapítva ezzel a reakciót, ami idővel visszaáll a normális szintre.

A Napfény. Annyira fontos az életünkben, hogy természetesnek vesszük. De az, ahogy a fény idáig eljut, hihetetlen történet. Az energia, mely a fúzió által keletkezett, foton nevű fény és hőrészecskék által kerül ki a magból. Ezek juttatják el Földünkre a melegítő napsugarakat. Hogy elérjék a Földet, legközelebbi csillagunk fénylő vándorai előbb hosszú, göröngyös utat kell, hogy megtegyenek, a Nap rétegein keresztül.

  A foton, először belép a 298.000 kilométer vastag radioaktív zónába. Ez a régió a Nap sugarának 25 %-ánál kezdődik és körülbelül a sugár 70 %-áig tart. Itt már nincs energiatermelés, hanem a magban megtermelődő hatalmas mennyiségű energia áramlik a külső tér felé. A Napban az energia terjedésének két típusa figyelhető meg, a sugárzás és a konvekció (áramlás). Ebben a részben főleg a sugárzás valósul meg. A fúzió során keletkező fotonok és neutrínók képviselik a folyamatban termelődő energiát.

A radioaktív zóna olyan sűrű, hogy a foton egyfolytában neki ütközik más részecskéknek, mint a hidrogén és a hélium atomok. Zűrzavaros cikázó lépésekben küzdi át magát, melyet a tudósok bolyongásnak neveznek. Ezzel szemben a neutrínó, mivel nagy áthatolóképességgel bír, azonnal elhagyja keletkezésének helyszínét. A neutrínók kísérleti kimutatása szolgáltatta a végső bizonyítékot a Nap magjában zajló magfúziós elmélet valós voltára. Az évekig tartó mérések során viszont elméletileg várható neutrínómennyiség harmadát sikerült csak kimutatni, és csak a közelmúltban született meg a neutrínó-oszcilláció jelenségének felfedezése, amely megmagyarázta a neutrínóhiányt.

A nagy energiájú fotonok (gamma- és röntgensugárzás) számára tehát, hosszú időt vesz igénybe ez az út; a mag anyaga elnyeli és – alacsonyabb energiával – újra kisugározza őket. Mindig újra és újra reakcióba lép a részecskékkel. Az atomok beszívják, majd kilökik és ez több milliószor is előfordulhat vele. Egyetlen foton átlagosan 1-10 millió év után szabadul ki a Nap mélyéből. Ahogy a sűrűség csökken, ahogy egyre fentebb jut a Napban, egyre könnyebb dolga lesz és a reakciók és ütközések száma is csökken. Mikor végül 2000 kilométerre lesz a felszíntől, a foton belép a konvektív zónába és hirtelen gyorsabban kezd haladni. Egy forrásszerű folyamat feljebb repíti, és hatalmas gázoszlopokkal utazik több száz kilométer/órás sebességgel. Így 10 nap alatt, el is éri a nap felszínét, ahonnan a fotonok látható fény formájában távoznak; minden egyes gamma részecske több millió látható fény fotonra bomlik a Napból történő kilépése előtt. Az utazás csaknem véget ér, ahogy a látható fény foton felemelkedik a Nap atmoszféra könnyű gázain keresztül. Onnan már csak 8,3 percébe kerül, hogy átvágjon a 150 millió kilométernyi űrön, Földünkig. Hihetetlen, de mire a napfény eléri a Földet, már több ezer, vagy millió évig létezett. A Nap számára 1 millió év pedig kevés idő.

Maga a konvektív zóna a Nap felszínéhez legközelebb eső régiója. Nevét a benne zajló konvekcióról kapta. Itt a hőmérséklet már jelentősen lecsökken, így a hőmozgás energiája is csökken, ezáltal az ionok elektronok befogásával rekombinálódni kezdenek és elnyelik a kifelé igyekvő fotonokat. Az energia elnyelés következményeként egyes részek jobban felmelegszenek a környezetüknél és a sűrűségük lecsökken, majd a felhajtóerőnek köszönhetően megindul egy a felszín felé tartó áramlás. A felfelé mozgó részt konvektív cellának hívják. A felmelegedett rész a felszínre érve lehűl, ezáltal a hő formájában szállított energiát szétsugározza a környezetnek, majd újra lesüllyed a konvektív zóna aljára. A konvektív zóna alján a hőmérséklet közel 2 millió Celsius fok, míg a zóna tetejére érve a hőmérséklet már csak körülbelül úgy 5500 Celsius fok. A konvektív zóna ezen lehűlt részét tekintjük a Nap látható felszínének. A konvekciók a folyadékoknál megfigyelt Rayleigh-Bérnard hatás révén jönnek létre úgy, hogy a gázok legkülső rétegét a hőmérsékleti szempontból homogénnek tekinthető alsóbb rétegek folyamatosan fűtik, míg a réteg külső határán hűtő hatás érvényesül. Emellett az anyagban hőmérséklet-különbségek jönnek létre a hő elnyelődésének kisebb különbözőségeiből. Egyes tartományok jobban felmelegszenek, mások kevésbé, így a melegebb részek sűrűsége a környezeténél kisebb lesz, ezért ez a hígabb, melegebb anyag felfelé kezd emelkedni, konvektív cellákat (feltörekvő anyagáramlatokat) alkotva. Az anyag egészen a felszínig emelkedik, a bennük levő energia szétsugárzódik, míg maga az anyag lehűl, átadva a helyét az újabb, feltörekvő hőoszlopnak, míg maga a kihűlt anyag az áramlat szélén lefelé süllyed. A gáz ilyen módon való fel-le „liftezése” a konvekció, míg maguk a belül forró, kívül hideg „buborékok” okozzák a fotoszféra granulációját.

A granulációt a fotoszféra jellegzetes szemcsés szerkezetét, a konvekciós zónából hőoszlopok formájában feltörő, majd lehűlve visszaáramló gáz hozza létre. Egy ilyen granula, azaz szemcse tipikusan 500 km átmérőjű. A granulák jellemzően kerek vagy sokszög alakúak, bennük a feláramlás sebessége 5–7 km/s, közöttük pedig a lehűlt, süllyedőben levő gáz található. Átlagos élettartamuk 10–20 perc, folyamatosan változtatják az alakjukat, keverednek más granulák anyagával.

Fontos megemlíteni, hogy a helioszeizmológia legfrissebb felfedezése, egy vékony átmeneti réteg a sugárzási és a konvektív zóna között. Ez a réteg jelenti az átmenetet a merev testként forgó belső régiók és a differenciális rotáció (lásd lejjebb) jellemezte külső tartományok között. A korábbi feltételezések úgy tartották, hogy a differenciális rotáció átmenete a merev forgásba egy széles tartományt érintő folyamat, ám a legújabb helioszeizmológiai mérések egy meglepően vékony, a Nap sugarának mintegy 4%-át kitevő gömbhéjat mutattak, amelyben mindez végbemegy. Ráadásul az új mérési eredmények arra is rámutattak, hogy valószínűleg ez a réteg a napdinamó, azaz a Nap mágneses mezejének forrása, mivel itt fordulnak elő a különböző rétegek közötti legnagyobb sebességkülönbségek.
Mivel a napbelső övekre osztását az energiatranszport módja alapján szokták meghatározni, a tachoklínát szokás a sugárzási zóna részének is tekinteni, mivel az energiaáramlás itt is még sugárzás formájában történik.

A Nap részei

A Tejútrendszerben számos gigantikus molekulafelhő fordult elő és fordul elő a mai napig, amelyek ún. csillagbölcsők is egyben. A Nap második vagy harmadik generációs csillag, mivel a Naprendszer korábbi – szupernóvaként felrobbant – csillag maradványaiból jött létre. Ezután a hatalmas robbanás után, mely a Napnál egy sokkal nagyobb csillagot érintett, keletkezhetett egy hatalmas gázfelhő, mely sokkal nagyobb volt a Naprendszernél. Egy-egy nagyobb külső behatásra (például a galaxisunk spirálkarjait alkotó lökéshullám-frontokon való áthaladáskor, vagy közeli szupernóva robbanások hatására), a felhőkben levő viszonylag sűrű anyagban inhomogenitások, anyagcsomók jöttek létre, és az ilyen anyagcsomókban összeomló gáz- és poranyag elkezdett még inkább összecsomósodni. Úgy 5 milliárd évvel ezelőtt az egy pont felé zuhanó, sűrűsödő anyag melegedni kezdett, a gravitációs összehúzódás során egyre több hő szabadult fel, extrém módon felmelegítve az anyagot. Egy ilyen egyre jobban összezsugorodó anyagcsomóból, ún. globulából. mely a perdületmegmaradása fizikai jelenség elve szerint egyre gyorsabban forgott, úgy körülbelül 500 000 év alatt jött létre a proto-Nap. Ez a protocsillag még vörösen fénylett, ám középpontjában megnőtt a nyomás, a hőmérséklet elérte a néhány millió fokot és elkezdődött benne a hidrogénfúzió. Ehhez a folyamathoz mindössze néhány millió év kellett. A proto-Nap megszületése után még tovább zsugorodott és melegedett, ám csak további pár ezer év kellett, hogy létrejöjjön a gáznyomás és a gravitáció egyensúlya. Amikor ez az egyensúly stabilizálódott, a Nap belépett az ún. fősorozati állapotba. Ez csillagunk köznapi értelemben vett működésének szakasza: a magban a hidrogén héliummá alakul át. Élete során a Nap mintegy 10 milliárd évig számít fősorozatbeli csillagnak, és ebből 5 milliárd év már eltelt.

És miért gondolják, hogy a Nap egy szupernova maradványaiból született? Ezt bizonyítja a nehéz elemek (ólom, arany, urán stb.) jelenléte a Napban, ugyanis ezek az anyagok jellemzően szupernóva-robbanások során, vagy első generációs csillagokban alakulnak ki. Egy ekkora csillag egyszerűen nem elég forró, hogy a vasnál nehezebb elemet állítson elő. Az uránhoz hasonló, nehéz elemek csak egy katasztrofális, kozmikus robbanás során keletkezhetnek. A Föld és a Naprendszer többi bolygója ugyanabból a gázfelhőből alakult ki, mint a Nap. Ebben a folyamatban a Nap a gázfelhő tömegének 99%-át szedte össze. Ez azt jelenti, hogy a Nap a legnagyobb égitest a Naprendszerben, a legerősebb gravitációs hatással. Ezért minden más körülötte kering. A Nap közel tökéletes gömb alakú égitest, amely saját tengelye körül forog, így a hidrosztatikai egyensúlyban levő gömb fizikai megtestesülése. Lapultsága igen kicsi: az egyenlítő mentén csak 10 km-rel szélesebb, mint a sarkokon. A viszonylag lassú tengelyforgás miatt az egyenlítőn a centrifugális erő 18 milliószor kisebb a felszínen ható gravitációs erőnél, emiatt a centrifugális erő alaktorzító hatása minimális. A bolygók gravitációs ereje sem befolyásolja mérhetően a Nap alakját, mert egyrészt túlságosan is távol vannak a Naptól, - a tömegközéppontok távolsága a nap átmérőjének sokszorosa, így az alakot befolyásoló gravitációs erőkülönbség elhanyagolható - másrészt azok tömege még együtt is elenyésző a Napéhoz képest (a Nap tömege kb. 750-szer nagyobb, mint a gravitációs terében mozgó valamennyi bolygó és más égitest össztömege).

Bár a Föld viszonylag jó helyen van a Naprendszerben, de a Nap még így is tartogathat számunkra veszélyeket. Évente több ezer, erős robbanás rengeti meg Napunkat. Azt hihetnénk, hogy ez a robbanóerő, a mag atomreakcióiból származik, de valójában a mágnesesség irányítja a Nap minden vad kitörését. Mivel a Föld egységesen forog, mágneses mezőnk is egyszerű. Két sarkunk van, az északi és a déli, így az iránytű sokat segíthet eligazodni a bolygón. De képzeljük el, ha két sarok helyett egy, vagy 10 millió létezne! A Napon ez a helyzet… a Nap mágneses mezeje egy kusza háló, mert bár a gravitáció összefogja, a plazma nem forog egyenletesen. A plazma a csillag egyenlítőjén nézve nyugatról keletre, az északi pólusa felől vizsgálva az óramutató járásával ellentétes irányú tengely körüli forgást végez. Ez a tengely körüli forgás azonban nem hasonlít a Földnél tapasztaltakra, hanem bonyolult rendszert alkot. Különböző módon forognak például az égitest belseje és külső régiói. A sugara kb. 70%-ig lényegében merev testként forog, míg a felette levő régiókban a szélességi körök mentén „szétcsúszik” a forgás, az egyenlítői régiók előbb tesznek meg egy kört, míg a sarki régiók lemaradnak. Az átlagos forgási sebesség 2000 m/s, míg az egyenlítői és sarki régiók sebességkülönbsége ± 100 m/s. A nap forgástengelye 7° 15' szöget zár be az ekliptikasíkjával. A Föld Nap körüli keringésének iránya megegyezik a Nap forgásának az irányával, így a Nap tengelyforgása a Földről nézve a valóságosnál lassúbbnak látszik. Az egyenlítő alatti plazma, 25 földi nap alatt egyet fordul, míg a sarkoknál lévő plazma durván 35 nap alatt fordul egyet. Ezt nevezzük differenciális rotációnak.

A plazma állandóan forog és pezseg, így a mágneses mező vonalai összekuszálódnak, összetekerednek és összekeverednek. Bár a mágneses mező vonalai láthatatlanok, tudjuk, hogy a Napon léteznek, ha megnézzük a korona hurkokat és kiemelkedéseket, melyek felemelkednek a Nap atmoszférájába. Ahogy a fémforgácsok felemelkednek egy mágnes jelenlétében, ugyanígy ezek a plazmahurkok is tökéletesen körvonalazzák a mágneses szerkezeteket, melyek alulról tartják.  Ezek a plazma ívek olyan magasak és szélesek, hogy egy Jupiter nagyságú bolygó is átférne rajtuk. Néha, a mágneses mezők kisodorhatják a plazmát a Nap atmoszférájába hatalmas, spirális formákban, melyeket erővonalaknak nevezünk. Ezek a spirális mágneses erővonalak sok szabad mágneses energiát foglalnak magukba. Néha össze is gubancolódnak, így még több szabad mágneses energiát raktározhatnak el. Ezek a plazma kiemelkedések hetekig, hónapokig tartanak, de a végén a felesleges energiát el kell engedni és a tömeg kicsapódik az űrbe.

  Ahol a Nap mágneses mezeje a legkuszább és legsűrűbb, a lentről feltörő hő összegyűlik, és az anyag több száz Celsius fokkal hidegebb lesz. Ennek következtében a Nap felszínén viszonylag sötét foltok keletkeznek, melyeket napfoltoknak nevezünk.  A napfoltok csak a környezetükhöz viszonyítva tűnnek sötéteknek. Ha egy ilyen folt valahogy kikerülne az űrbe, tízszer olyan fényesebben sütne, mint a Hold. Ezek a kicsinek tűnő foltok, Föld nagyságú plazma kráterek. Galilei volt az egyik első csillagász, aki megfigyelte a napfoltokat.  Távcsövet használt, lerajzolta a Napot egy papírra és tanulmányozta.  Rájött, hogy a foltok mozognak a Nap felszínén és ez volt az első jele annak, hogy a Nap forog. De nem csak a Nap forog, hanem a napfoltok hurrikánszerűen forognak a Nap felszínén és ilyenkor a mágneses erővonal nagyon összekuszálódik.  A kusza mágneses erővonalak, több energiát jelentenek, és a több energia, hatalmas kitöréseket okozhat. Ha a napfolt kiengedi mágneses energiáját, a Naprendszer legnagyobb robbanását okozza: a flereket, vagy más néven napkitöréseket. Egyetlen fler, 1 milliárd megatonnás energiát enged ki, mely annyi, mint 1millió vulkánkitörés a Földön. Nagyon fényes területekként jelennek meg és azért olyan fényesek, mert hőmérsékletük a 10 millió fokot is eléri.  A Napkitörések nem csak kirobbannak az űrbe, hanem magas energiatartalmú részecskéket juttatnak a Nap kromoszféra nevezetű rétegébe, ahol gyorsan átadják energiájukat, mint ahogyan például a billiárdban ütközéskor a golyók.  Ha egy nagy fler egyszerre elég nagy energiájú részecskét lő ki, furcsa dolgok történnek.

Felvétel egy Napkitörésről

1998-ban napkitörés történt a koronában, ami olyan erőteljes volt, hogy a z anyag, ami lerepült a Nap felszínére, megrengette a felszínt és abból a pontból fodrozódás keletkezett. Bár innen, a Földről megfigyelve tavi fodrozódásnak tűnik, valójában ezek 3 kilométer magas hullámok, melyek 492 ezer kilométer/órás sebességgel haladnak. Ezt a jelenséget nevezzük naprengésnek. Ahhoz, hogy a Nap felszíne így megremegjen a fler hatalmas energiát kellett kiengedjen. De a Napon, nem csak földrengésekhez hasonló katasztrófák történnek. Egy fler  „cunamit” is okozhat a Napon, mivel a plazma hullámai a Nap atmoszférájában 1 millió kilométer/órás sebességgel mozognak és pár órán belül a csillag egész felületén szétterjednek. Míg a naprengések és „napcunamik” nem veszélyeztetik a Földet a fler vad jelenségei gyakran veszélyes kitörésekkel járnak, melyet napkorona anyagkilövellésnek, vagy más néven CME-knek nevezünk. Ilyenkor az aktív terület fölötti mágneses fluxuskötegek elszakadnak a felszíntől, majd óriásira fúvódnak fel, és nagy sebességgel eltávoznak a csillagból. A CME-kből származó energia tehát, egy magas töltésű radioaktív plazmát dob ki a Nap atmoszférájából.  De vajon hova kerülhet ez a túlhevített radioaktív plazmafolt, amikor elhagyja a Napot? Néha egyszerűen csak szétszóródik az űrben, de máskor, minket is megközelíthet.

 A napkorona anyagkilövellések (CME), talán az eddig ismert legnagyobb veszélyforrások. A napviharként is emlegetett jelenség hatalmas tömegű energia részecskét szór szét a 150 millió kilométeres űrben. Legtöbbjük pár nap alatt éri el a Földet, de néhányan 9,5 millió kilométer/órával haladnak és kevesebb, mint 16 óra alatt éri el bolygónkat. Ezek a viharok áramlatokat idézhetnek elő a Föld külső atmoszférájában, kiüthetik a műholdakat és az áramhálózatokat. Pont annyira legyengíthetik infrastruktúránkat, mint egy hurrikán, vagy egy tornádó.

Bolygónkat a mágneses mezeje védi meg a földi élet számára káros sugárzásoktól

A napviharfelhők magas töltésű részecskékből állnak, így először a bolygónk mágneses mezeje eltéríti őket, mint ahogy a csónak is a hullámokat. Ez nagyon fontos dolog, mert ha egyenesen neki ütközne a külső atmoszférának, akkor az atmoszféra kis darabokban az űrbe kerülne. A Marsnak azért is nincs már számottevő atmoszférája, mert nincs erős, belső mágneses mezeje. Így fokozatosan több millió, vagy milliárd év alatt az atmoszférája szétszóródott az űrben a napszél és a CME-k hatására, melyek elhaladtak a bolygó mellett.  De a mi mágneses mezőnk sem tökéletes erőmező. Néhány részecske áthatolhat rajta és feltöltheti a felső atmoszférát. A napviharok meghajlítják, vagy a megtörik a mágneses erővonalakat a Föld túlsó oldalán, hagyván, hogy a feltöltött részecskék visszaessenek a mezővonalakba, az Északi –és a Déli sark felé, amit sarki fénynek nevezünk. A sarki fények olyanok, mint a neonfeliratok egy hatalmas skálán. A neon feliratban az elektromosság feltöltött részecskéket juttat egy gázzal teli csőbe. A gázba jutott részecskék reakcióba lépnek egymással, begerjednek és elkezdenek ragyogni. Ha a csőben csak neon van, piros fénye lesz, ha más gázokat is belejuttatnak, mint az argont, akkor rengeteg színt elő állíthatnak. A neoncsövet a benne lévő elektromos mező irányítja, míg a sarki fényt a Nap mágneses tere és energiája. Miközben az energikus részecskék a napviharban a Föld mágneses terével együtt a sarkok felé özönlenek, begerjesztik az atmoszféránk elemeit, melyek világítani kezdenek. Az oxigén molekulák zöld, vagy piros fényt bocsájtanak ki, míg a nitrogén rózsaszínt, kéket és lilát.

Bár ezek a fények általában a sarkok felé tömörülnek, egy erősebb napvihar jelentősen felerősítheti a sarki fény jelenségét. A sarki fény ilyenkor az Egyenlítőhöz közelebb is látható, nem csak a sarkkörök közelében. Az erőteljes viharok tovább torzítják a mágneses mezőt és kihatnak a földrészeket összekötő áramhálózatra is. Ha ez megtörténik, a technológia - mint például a távvezetékek; túlterhelődnek. Leginkább, modernidőnkben számít a Nap e tevékenysége. Ha egy igazán erős napvihar irányul a Föld felé, akkor a modern technológia és kommunikációs hálózat órákra, vagy napokra összeomlana és leállna.

A Nap aktivitása kb. 11,2 éves periódust mutat, azaz ennyi idő telik el két napfoltmaximum között. A napciklus elején a napfoltok a 30–45°-os szélességen jelennek meg, később az egyenlítő felé egyre közelebb. Új napfoltciklus során a vezető és követő napfoltok polaritása felcserélődik. A napfoltciklus felfedezése H. Schwabe csillagász nevéhez fűződik. (Az történik, hogy a Nap 11 évente visszafordítja mágneses terének irányát, így minden 22 évben visszatér az eredeti irányba). Mikor a ciklus végéhez közeledünk a napfoltok száma megnő és a Nap aktivitása is kiteljesedik.

A Nap legtöbb kitörése a pokoli külső atmoszférából indul, vagyis a koronából. Ez a terület, sokáig magában tartotta az egyik nagy rejtélyt, mert bár majd’ 1 millió kilométerre fekszik a hőtermelő magtól, több millió Celsius fokon ég. Ez még a fizikai törvényeket is megszegi. Az atmoszférában a nap koronájának hőmérséklete megegyezik a mag hőmérsékletével. De vajon milyen erő okozza a korona túlhevítettségét? A válasz nagyon meglepő. nem rég kezdték megérteni, mióta a fejlettebb műholdak közelebbi képeket tudtak megmutatni a Nap felszínéről. A korona alatt a Nap felszíne szó szerint forrásban van. Az az oka, hogy a Nap teljes felszínét konvekciós elemek borítják. A Nap belsejéből származó forró anyag felemelkedik, eléri a felszínt, a ragyogástól lehűl, napfényt bocsájt ki, majd visszasüllyed. Mindenegyes anyag buborék, ami felszáll, egyenként több százezer négyzetkilométernyi területet foglalna el a Földön. Ez a Nap felszínén szétszóródik, lehűl, majd 5 perc múlva visszasüllyed. Ez egy hihetetlenül erőszakos folyamat, szó szerint ez történik a Nap egész területén egyfolytában, megállás nélkül. Ez a forrás nem csak erőszakos, hanem hangos is. A Nap felszíne elég hangenergiát produkál a korona több millió Celsius fokos felhevítéséhez. A tudósok úgy vélik, hogy ezeknek a hanghullámoknak és energiáknak a kombinációja a Nap mágneses teréből a felelős a koronában tapasztalt extrém hőmérsékletért.

És mi lesz a Nappal ezután?

 A Nap életpályája két fő szakaszt fog bejárni, amely a fősorozati állapottól kezdve egy aktív és az utána következő passzív szakaszból áll. A választóvonal a két szakasz között a magban lejátszódó energiatermelés fennmaradása, vagy leállása lesz. Tudjuk, hogy a napban meghatározott számú hidrogén van, melyek bizonyos időn belül el fog használni. Ma már mérésekkel meg tudjuk figyelni, hogy mennyi hidrogént használ el és mennyi idő alatt. Ez körülbelül Várhatóan 4–5 milliárd év múlva fog bekövetkezni, amikor a Nap vörös óriássá duzzad: az üzemanyagként szolgáló hidrogén mennyiségének csökkenése miatt megbomlik a gáznyomás és a gravitáció évmilliárdos egyensúlya, a nyomás lecsökken, a Nap teste elkezd összehúzódni. Amikor az összehúzódás során felszabaduló gravitációs energia miatt a hőmérséklet tovább emelkedik a magban és elegendő lesz a hélium „égetéséhez” (további, szenet eredményező fúziójához), a más típusú fúzió még több energiát szabadít fel a magban – nagyjából 100 milliárd fokra hevíti a magot – és a nyomás ismét megnövekszik, a felszabaduló energia felfújja a Napot. A Nap külső határa különböző modellek szerint ekkorra a Föld jelenlegi pályáján túl fog kinyúlni. A Nap vörös óriássá válik, mivel felszíne jóval nagyobb lesz, így a magban termelődő energia sokkal nagyobb felületen oszlik szét, kevésbé melegítve fel ezt a nagyobb felszínt, ami miatt a fénye gyengébb, „vörösesebb” lesz. Ez a fázis a fősorozati léthez képest nagyjából egy nagyságrenddel kevesebb ideig, 1 milliárd évig tart majd.

A Nap a vörös óriás fázisban el fogja veszíteni anyagának nagy részét (és így – a gyengülő gravitáció miatt – addigra a Föld már egy távolabbi pályán fog keringeni, elkerülve a megsemmisülést). Csillagunk héliumégető fúziója nem lesz olyan stabil folyamat, mint a fősorozati energiatermelésé volt, így ezek az instabilitások felfúvódások és összehúzódások sorozatát váltják ki (amilyeneket a csillagászat az úgynevezett változócsillagokon figyel meg napjainkban is), amelyekben a Nap gázanyagának külső héjai leválnak, ezzel okozva az említett tömegvesztést.

A passzív szakasz:

Miután a Nap az összes üzemanyagát eltüzelte, leáll a fúzió, a gáznyomás megszűnik, teret engedve az egyedül fennmaradó gravitációs erőnek és csillagunk belseje összeroskad, és fehér törpévé válik. Eközben a pulzálások során korábban leszakadt külső rétegeiből planetáris köd (nebula) képződik, amely lassan tágul és végül elenyészik. Az összeroskadó mag egy rendkívül kompakt égitestként, voltaképpeni fehér törpeként marad fenn: a fennmaradó, nagyjából 0,6 naptömegnyi anyag egy Föld méretű gömbben sűrűsödik össze. A mag összeroskadása ismét energiát termel, ám az nem elegendő a szén további, még nehezebb anyagokat létrehozó fúziójához, így minden további energiatermelésnek vége szakad, a Nap csak a maradék energiáját sugározza ki. Ez a hősugárzó fázis ismét milliárd-tízmilliárd év hosszú folyamat lehet (az Univerzum jelenlegi, kb. 13,7 milliárd éves koránál fogva lényegében még nincs olyan fehér törpe, amely ennek a fázisnak végére érhetett volna).

Legvégül az összes energia kisugárzását, az égitest lehűlését követően a Napból egy fekete törpe válik majd. Ez egy kihűlt, passzív „csillagtetem”, amely mindössze gravitációs hatást gyakorol majd a környezetére. A jelenlegi kozmológiai modellek szerint ez az égitest akár végtelen hosszú élettartamot is megérhet, hiszen az Univerzum legvégsőbb koráig is fennmaradhat, amely kor mai ismereteink szerint végtelen. Ezt a fennmaradást egyedül egy kozmikus karambol, valamely csillagnak, vagy fekete lyuknak ütközés akadályozhatja meg (igaz, ez bekövetkezhet a csillagfejlődés korábbi fázisaiban is).

Mi nem lesz a Napból?

A Nap nem lesz vörös törpe, hisz a csillagkeletkezéskor több anyagot kebelezett be.

A mi Napunk nem fog szupernóvává alakulni, mert a tömege alatta marad az ehhez szükséges Chandrasekhar-határnak. Ebből következően sem neutroncsillag, sem fekete lyuk nem válhat a Napból.

A Nap életciklusának ábrája