Zonnevlekken koeler dan de rest van de fotosfeer
De inwendige temperatuur van de Zon daalt van de kern naar de stralingszone en vervolgens naar de convectieve zone waar het plasma turbulent wordt.
Op het oppervlak van de Zon, de fotosfeer genaamd, is de temperatuur slechts ongeveer 6400 K, wat de gele kleur van de zonneschijf verklaart. Regelmatig verschijnen er vlekken in deze zonnefotosfeer (zie figuur). Deze gebieden lijken donkerder omdat ze koeler zijn dan de rest van de fotosfeer, typisch 4500 K.
Zonnevlekken, die geassocieerd worden met intense magnetische velden, verschijnen vaak in groepen en in paren van tegengestelde magnetische polariteiten.
Rotatieperiode van de Zon
De levensduur van de zonnevlek is typisch een paar weken, wat het mogelijk maakte om de rotatieperiode van de Zon te meten.
Deze wordt geschat op een gemiddelde van 27,2753 dagen. Maar in werkelijkheid draait de Zon niet als een vast lichaam omdat zijn snelheid varieert met de breedtegraad. De rotatieperiode is 25 dagen aan de evenaar en 36 dagen bij de polen.
Periodieke variatie van ongeveer 11 jaar
Het verschijnen van de zonnevlekken wordt geregeld door de zonnecyclus: het aantal zonnevlekken neemt eerst toe en neemt vervolgens af volgens een periodieke variatie van ongeveer 11 jaar.
Deze periode van 11 jaar komt overeen met de gemiddelde duur tussen twee maxima van de activiteit en is het gevolg van de inversie van de magnetische polariteit aan de noord- en zuidpool van de Zon.
Het is daarom pas na ongeveer 22 jaar, bekend als de Hale-cyclus, dat de magnetische polen van de Zon terugkeren naar hun oorspronkelijke configuratie. Zeer lage zonneactiviteit en zeer weinig zonnevlekken werden waargenomen van 1645 tot 1715 (Maunder minimum) en van 1796 tot 1820 (Dalton minimum).