Die sichtbare "Oberfläche" der Sonne - die Photosphäre - zeigt am 22. Juni 2000 einige Sonnenfleckengruppen. In der vergrößerten Detailansicht sieht man die dunkle Umbra und die strukturierte Penumbra eines größeren Sonnenflecks. Daneben sichtbar ist die Granulation, ein konvektives Bewegungsmuster, das heiße Sonnenmaterie aus dem Inneren nach außen bringt. Die Gesamtansicht wurde vom Precision Solar Photospheric Telescope (RISE/PSPT) Rom im blauen Spektralbereich aufgenommen, das Detail mit dem Vakuum-Turm-Teleskop (VTT) in Teneriffa, das vom Kiepenheuer Institut für Sonnensphysik in Freiburg im Breisgau betrieben wird.

Aktivität der Sonne: Strahlungsausbrüche und andere Formen der Sonnenaktivität, werden durch das solare Magnetfeld gesteuert und ändern sich in einem 11-jährigen Zyklus. Auch die Einstrahlung der Sonne auf die Erde (die sog. Solarkonstante) folgt dieser Periodizität.

Die "Solarkonstante" gemessen von Satelliten außerhalb der Erdatmosphäre (Grafik von Greg Kopp, University of Colorado)

Die Variation der Sonnenflecken- Relativzahl, seit Beginn der systematischen Beobachtungen im 18.Jhdt (Datensammlung und Grafik vom SIDC in Brüssel, klicken Sie auf dasd Bild um die neueste Version anzuzeigen).

Ein Strahlungsausbruch ist ein komplexer Vorgang, bei dem in der Korona innerhalb kurzer Zeit ungeheuer große Mengen an Energie frei werden, die zuvor im Magnetfeld gespeichert waren. Das Plasma wird innerhalb von Minuten auf mehrere Millionen Grad aufgeheizt und führt zum Aufleuchten der Region in der Chromosphäre. Die Radio- und Röntgenstrahlung der Sonne kann dabei mehr als 10 000 mal stärker als gewöhnlich sein. Große Flares treten meist im Zusammenhang mit den koronalen Massenauswürfen auf (Coronal Mass Ejections - CMEs). Dabei werden atomare Teilchen in einerer unstabilen magnetischen Struktur auf Geschwindigkeiten von etwa 1000 km/s beschleunigt und erreichen die Erde in ca. 2-4 Tagen.

Die Bildreihe, aufgenommen in der Spektrallinie Hα am 11. Apr. 2013, zeigt einen Strahlungsausbruch (Flare). Das Bildfeld umfasst ungefähr 290.000 x 290.000 km².

Die Struktur der Sonnenkorona ist abhängig vom Magnetfeld der Sonne und zeigt daher ebenfalls eine änderung im Laufe des Sonnenzyklus. Früher konnte man die Korona nur während einer totalen Sonnenfinsternis beobachten (Aufnahme der Korona während der Finsternis am 29. März 2006 in der Türkei von A. Sudy). Heute kann man mittels Koronographen und von Satelliten aus ständig die Korona beobachten.