Verificou-se posteriormente que essas estruturas são topos de colunas ascendentes de gás aquecido que ao se resfriarem descem pelas zonas escuras vizinhas decorentes dos processos de convecção, que mistura o gás nas camadas inferiores a fotosfera.

Estima-se que a diferença de temperatura entre os grânulos e as zonas escuras é de cerca de 1000 K.

Como o campo magnético é muito intenso em certas regiões (pelos efeitos explicados anteriormente) as linhas ficam quase perpendiculares à superficie e a matéria tende a se mover ao longo das linhas, nesse caso, a matéria fica "confinada'' a elas. Com isso há um bloqueio no movimento convectivo e o plasma desloca-se verticalmente, acompanhando as linhas e não horizontalmente para descer pelas zonas escuras. Então reduz-se a propagação do calor em certas áreas, que se tornam mais frias que as áreas circunvizinhas, emitindo pouca radiação. Isto é que caracteriza as manchas solares na fotosfera.

Constatou-se que o número de manchas solares (foto à direita) sofre variações periódicas e essas variações estão ligadas ao "Sol calmo" e ao "Sol ativo".

Partindo do "Sol calmo", estágio de mínima atividade, observa-se que durante 4,6 anos há um aumento rápido das manchas atingindo um valor máximo. Após esse máximo transcorrem cerca de 6,4 anos onde se constata uma diminuição gradual nas manchas, atingindo novamente uma atividade mínima.

No total entre um estágio de 4,6 anos de "Sol ativo" e o outro estágio de 6,4 anos de "Sol calmo" decorrem cerca de onze anos.

Embora cada onze anos de atividade seja igual ao outro no seu aspecto visual, deve-se considerar que a polaridade magnética do Sol se inverte, ou seja, as manchas que ocorreram no hemisfério norte durante o "Sol ativo", irão ocorrer no hemisfério sul no estágio correspondente ("Sol ativo")e vice-versa.
Com isso nós temos um período completo vinte e dois anos de atividades solares, quando então o ciclo recomeça.

CROMOSFERA
É uma região externa à fotosfera. A temperatura na cromosfera se reduz a partir da fotosfera até atingir 500 km de altitude com 4000 K e, então há novamente um aumento até atingir 9000 K a altitude de 2000 km quando se inicia a coroa. A observação da cromosfera, por muito tempo só foi possível quando ocorriam eclipses totais que encobriam a luz fotosférica. Só há poucas décadas desenvolveu-se um instrumento , o coronógrafo, que simula o eclipse solar total, e nada mais é do que um telescópio preparado com filtros e obstáculos especiais que permitem somente a passagem da luz da cromosfera e coroa.

Ocorrem ainda as protuberâncias solares que se elevam da cromosfera para a coroa. Estas são visíveis sem instrumentos durante os eclipses solares totais, ou com o auxílio do coronógrafo. Essas protuberâncias podem ser eruptivas, de rápida duração, ou protuberâncias quiescentes que podem durar várias rotações solares. As protuberâncias possuem uma densidade muito superior à coroa circundante e temperatura de 10.000 a 20.000 K. Esses fenômenos são devido à assossiação de campos magnéticos que variam de 20 a 200 Gauss.

Quando as explosões que dão origem às protuberâncias ocorrem, e isso aparece principalmente nas proximidades das manchas solares na fotosfera, é que se percebe a influência do Sol sobre a atmosfera terrestre. Tal atividade pode interromper as comunicações a longa distâncias. Ocorre que partículas com muita energia são lançadas ao espaço e atingem a Terra provocando uma ionização da atmosfera terrestre. Em consequência, a ionosfera (camada atmosférica terrestre) deixa de refletir as ondas de rádio emitidas pelo Sol para o espaço e as ondas de rádio das emissoras de volta para a Terra, podendo interromper as comunicações a longa distância. Grande parte da radiação emitida pelo Sol atenua-se na nossa atmosfera, a qual atua como filtro bloqueando as radiações mais prejudiciais a formas de vida na superfície terrestre.