Het oppervlak van de zon heeft een korrelige structuur, granulatie. Dit komt omdat de het oppervlak eigenlijk een borrelende plasma laag is waarin hete plasmabubbels aan het oppervlak komen, dan enigszins afkoelen en weer wegzakken in het oppervlak. De hete bubbels zijn lichte vlekken, daarom heen zien we wat donkere randen, dit is het koeler wegzakkende plasma. En op het oppervlak zijn dan ook soms de donkere zonnevlekken te zien of felle uitbarstingen zoals fakkels en protuberansen.

Het oppervlak van de zon bestaat uit plasma. Dit is geen vaste laag, maar we noemen dit het oppervlak van de zon omdat het de laag is die in het zichtbare licht uitstraalt en door ons gezien wordt. We noemen deze laag de fotosfeer. De laag is zo'n 400 km dik.

Zonnevlekken zijn relatief koele gebieden op het oppervlak van de zon, ook wel de fotosfeer genoemd. Deze vlekken zien er donker uit omdat hun temperatuur, hoewel nog steeds extreem heet (rond 3.500°C), lager is dan de omringende delen van de fotosfeer (ongeveer 5.500°C). Als je een zonnevlek uit de zon kunnen snijden en die aan de hemel zou plaatsen zou die net zo fel zijn als de volle maan.

Zonnevlekken bestaan uit twee hoofdonderdelen: de kern, genaamd umbra, en de rand, genaamd penumbra, waarin een duidelijk naar buiten gerichte lijnenstructuur zichtbaar is. De umbra is het donkerste deel met de laagste temperatuur, terwijl de penumbra een lichtere, filamentachtige structuur heeft die de umbra omringt.

Zonnevlekken ontstaan door de dynamische bewegingen binnen de zon, veroorzaakt door haar sterke magnetische veld. De zon is een gigantische bal van plasma, en door de rotatie van de zon worden magnetische veldlijnen vervormd en in de war gebracht. Deze vervormingen kunnen ervoor zorgen dat magnetische lussen door het oppervlak van de zon breken, waardoor zonnevlekken ontstaan op de plaatsen waar deze lussen uit de fotosfeer komen en weer binnendringen. De magnetische activiteit op die breekplekken is zo enorm, wel 2500 keer sterker dan het aardse magnetisch veld, dat convectie van heet gas uit het diepere lagen van de zon wordt onderdruk waardoor het gebied koeler wordt.

Zonnevlekken kunnen weken of zelfs jaren aanhouden voordat ze weer verdwijnen. Het aantal zonnevlekken varieert gedurende een meerjarige cyclus. Een zonnecyclus duurt gemiddeld zo’n 11 jaar. Tijdens zo een cyclus gaan we van een zonnemaximum naar een zonneminimum en weer naar een maximum. Tijdens een zonnemaximum is de zon doorgaans erg actief en is het aantal zonnevlekken hoog. Tijdens het minimum worden er nauwelijks zonnevlekken waargenomen. Het volgende zonnemaximum wordt eind 2024 / begin 2025 verwacht.

Zonnevlekken zijn vaak de bron van zonnevlammen. Zonnevlammen zijn plotselinge explosies van energie op het oppervlak van de zon, veroorzaakt door het vrijkomen van opgebouwde magnetische energie. Wanneer de magnetische te lijnen te veel verstrik raken knappen ze. Dit is vergelijkbaar met een opgewonden elastiek dat knapt.

Deze vlammen zenden intense straling uit in de vorm van licht, röntgenstralen en ultraviolette stralen en kunnen in extreme gevallen radiocommunicatie op aarde verstoren en schade toebrengen aan satellieten.

Zonnefakkels zijn heldere gebieden meestal rondom zonnevlekken en veroorzaakt door kleinere magnetische veldlijnen die minder intense energie vrijgeven. Ze zijn minder krachtig dan zonnevlammen.

CME’s (coronal mass ejection) komen in de corona van de zon voor. Dit is de bovenste atmosfeer van de zon. Het zijn enorme uitbarstingen van zonneplasma en magnetische deeltjes die de ruimte worden ingeslingerd. Een enorme hoeveelheid materiaal wordt dan met snelheden van honderden kilometers per seconde weggestoten van de zon. Een CME bevat meestal geladen protonen en elektronen in combinatie met magnetische velden en komen het vaakst voor als de zon rond zijn maximum zit in de cyclus.

Zonneprotuberansen, misschien wel beter bekend als solar prominences zijn grote lussen van gloeiend heet plasma. Ze ontstaan vaak in de buurt van zonnevlekken en strekken zich helemaal uit tot in de corona van de zon om dan meestal weer terug te buigen naar de fotosfeer. Ze kunnen dagen tot weken in stand blijven. Als ze instorten kunnen ze een trigger zijn voor CME’s.

Zonneprotuberansen vallen op als ze aan de rand van de zon zichtbaar zijn met de zwarte ruimte op de achtergrond. Maar soms zijn ze ook waarneembaar met de zonneschijf op de achtergrond. We spreken dan van zonnefilamenten, maar ze zijn hetzelfde: plasmabogen in de atmosfeer van de zon.