A napbelső négy régióra osztható a benne lejátszódó folyamatoknak megfelelően. A Nap energiatermelése a magban zajlik, mely a sugár 25%-áig terjed. Az energia a Nap központi magjából kifelé a sugárzási zónán keresztül egyrészt sugárzás (főképp gamma-sugárzás, illetve röntgen-sugárzás) útján, másrészt a konvektív zónában (amely a sugár 70%-áig tart) konvekciós mozgások (a forráshoz hasonló mozgás) révén jut a felszínre. A sugárzási és a konvektív zóna között egy vékony átmeneti réteg található, melyet tachoklínának neveznek, és amely fontos szerepet játszik a Nap mágneses terének kialakításában.

A Nap tömegének a fele középpontja körül sűrűsödik, a legbelső 1,5%-nyi térfogatban, amely a sugár 25%-áig terjed. Itt keletkezik az energia 99%-a. Ebben a középső magban folyik az alapvető fúziós (termonukleáis) reakció, amelynek során a hidrogénatomok héliummagokká olvadnak össze, és a tömegkülönbség energia formájában szabadul fel. A Nap energiasugárzása tehát tömegveszteséggel jár, a jelenlegi 3,8·1026 W teljesítmény fenntartásához másodpercenként 5·109 kg tömegveszteség szükséges. A fent említett reakció, melynek során a hidrogénatommagok héliummagokká kapcsolódnak össze, igen érzékeny a hőmérsékleti viszonyokra, illetve a mag sűrűségére. Ugyanis az egyes hidrogénatommagoknak akkora energiával kell ütközniük (kinetikus energia), hogy legyőzzék a köztük lévő elektrosztatikus taszítást (Coulomb-gát). A Nap középpontjában a hőmérséklet kb. 15000000 °C (27000000 °F), míg a sűrűség 150 g/cm3. Mind a hőmérséklet, mind a sűrűség a centrumból kifelé haladva csökken. A hidrogénéges a mag külső részét elérve, a Nap sugarának 25%-ánál teljesen leáll. Ennél a pontnál a hőmérséklet már csak fele a centrális értéknek, míg a sűrűség kb. a 20 g/cm3 értékre csökken. Az animáció során a magból kiindulva eljutunk csillagunk, a Nap felszínére, végighaladva a Nap belsején.

A Nap sugárzási zónája a mag külső részétől a konvektív zóna alatt elhelyezkedő átmeneti rétegig, vagyis a tachoklínáig terjed (tehát a Nap sugarának 25%-ától 70%-áig). A radiatív vagy sugárzási zóna nevét a benne zajló sugárzási energiatranszportról kapta. A csillagok belsejében keletkező hatalmas mennyiségű energia a külső tér felé áramlik. Ezt nevezzük energiatranszportnak, melynek három alapvető formája ismert: sugárzás (radiatív energiatranszport) konvekció (áramlás) kondukció (vezetés) A három típus közül a Nap esetén csak az első kettő valósul meg. A kondukciós energiatranszport csak a degenerált állapotban lévő gázt tartalmazó fehér törpecsillagok esetén jelentős, ezért az energiatranszport ezen formájával nem foglalkozunk. Mint azt már korábban említettük, a napbelső négy rétegének elnevezésekor szem előtt tartották, hogy elnevezésük utaljon a bennük zajló folyamatokra. Ezért a sugárzási energiatranszportról részletesen a ehelyütt szólunk, míg a konvektív energiatranszportról a konvektív zóna jellemzésénél adunk ismertetőt. Mint azt a Nap magjának jellemzésekor írtuk, a termonukleáris reakció útján keletkező energia főleg elektromágneses sugárzás és neutrínók formájában szabadul fel. A keletkező neutrínók nagy áthatolóképességük folytán elhagyják a Nap magját. A fotonok számára azonban a mag anyaga gyakorlatilag átlátszatlan, az állandó ütközések, szóródás miatt e folyamatok nagyon lelassítják a fotonok számára a kijutást. Eközben az elnyelési és kisugárzási folyamatok során a fotonok energiája egyre csökken. Így egy foton kijutásának karakterisztikus ideje millió éves nagyságrendű. A Nap sugárzási zónájában a sűrűség 20 g/cm3-ről mindössze 0,2 g/cm3-ra csökken, míg a hőmérséklet 7000000°C-ról 2000000°C-ra.

A Nap sugárzási és konvektív zónája között egy vékony, átmeneti réteg található, a tachoklína. A konvektív zónában megfigyelhető plazmamozgások (differenciális rotáció, részletesen lásd később) a tachoklínában lassan átmennek a sugárzási zónában megfigyelhető merev test-szerű forgásba. Ezen vékony réteg felfedezése az utóbbi évek napfizikai megfigyeléseinek köszönhetően vált lehetővé. Ugyanis korábbi napmodellekben feltételezték, hogy a konvektív zónában megfigyelhető plazmamozgások, azaz a differenciális rotáció mélyen behatol a sugárzási zónába. Azonban a jelenlegi megfigyelések szerint a differenciális rotációból merev test forgásba való átmenet ebben az igen vékony rétegben, azaz a tachoklínában megy végbe. Mai ismereteink szerint a Nap mágneses terének kialakításában is igen fontos szerepe van a tachoklínának. Emellett úgy tűnik, hogy ebben a vékony átmeneti rétegben a kémiai összetételben is hirtelen változások következnek be. Az animáción a Nap belseje látható. A belső sebességeloszlást a helioszeizmológia módszereivel térképezték fel. Középen a merev testként forgó mag látható, míg a Nap külső rétegeinél jól látható a differenciális rotáció által kirajzolt sebességeloszlás. A Nap szögsebessége (Ω/2π) a sugár és a szélesség függvényében. A Nap sugárzási és konvektív zónája között egy vékony, átmeneti réteg található, a tachoklína.

A konvektív zóna a napbelső legkülső tartománya, kiterjedését tekintve a Nap felszínétől kb. 200000 km mélységig terjed. A konvektív zóna aljánál a hőmérséklet kb. 2000000°C. Ez a "hideg", már elegendő ahhoz, hogy a nehezebb ionok (mint például a szén, nitrogén, oxigén, kálcium és vas) megtartsák elektronjaikat, azaz a sugárzási zónában még teljesen ionizált gáz a konvektív zóna aljától kezdve "már csak" részlegesen ionizált legyen. Innen az energia már főleg konvekciós mozgások révén jut fel a felszínre. Ez tehát akkor kerül előtérbe, amikor a kifelé csökkenő hőmérséklet olyan értéket ér el, melynél a hőmozgás energiája már nem akkora, hogy az ütközések teljesen ionizált állapotban tarthatnák az anyagot. Az ionok kezdenek rekombinálódni az elektronokkal, és így alkalmassá válnak arra, hogy elnyeljék a kifelé igyekvő fotonokat. A numerikus modellezés útján kapott 2 dimenziós szimuláció a konvektív zónában fellépő mozgásokat szemlélteti. (Andrea Malagoli, Jet Propulsion Laboratory) A numerikus modellezés útján kapott 3 dimenziós szimuláció a konvektív zónában jelentős, a konvektív energiatranszport miatt fellépő mozgásokat szemlélteti. (Andrea Malagoli, Jet Propulsion Laboratory) A konvekció úgy valósul meg, hogy az enargiaelnyelés eredményeképpen egyes tartományok környezetüknél jobban felmelegszenek, ezért sűrűségük a környezetüknél kisebbé válik, és a keletkező felhajtóerő kifelé mozgatja az adott tartományt, szokásos nevén konvektív cellát. A többletenergia a felszínen szétsugárzódik, a cella lehült anyaga pedig átadja a helyét az újabb feltörekvő, forró cellának (a fenti ábrán a konvekció 2 dimenziós modelljét láthatjuk, míg az oldalsó ábrán egy 3 dimenziós szimulációt, mely jól modellezi a Napban megfigyelhető konvekciós áramlásokat). A konvektív celláknak több jellemző mérete ismert. Legmagasabban, közvetlenül a napfelszín alatt találhatók a granuláció kb. 1000 km átmérőjű elemei, ez alatt helyezkednek el a szupergranuláció nagyjából 30000 km átmérőjű cellái. Mélységüktől függően a különböző konvekciós elemek különbözőképpen láthatók. A granuláció szemcsés szerkezete megfelelő nagyítású távcsővel rögtön szembetűnő. A Nap látható felszínének, azaz a konvektív zóna tetejének hőmérséklete már csak 5700°C, míg a sűrűség itt már csak 0,0000002 g/cm3.