Anche in condizioni di Sole Quieto, l’atmosfera solare è sede di notevoli disomogeneità rapidamente variabili. Ogni giorno compaiono sulla superficie solare centinaia di piccole regioni magnetiche, riscaldando cosi l’atmosfera solare, conferma di questo sono le immagini di queste regioni attive sulla cromosfera dove si vedono elementi brillanti di granulazione. Queste piccole regioni attive formano le cosiddette “regioni attive effimere” che sono distribuite su tutto il disco e la sua area è inferiore al decimillesimo di emisfero solare e con vita minore a un giorno.

Un emisfero solare = 1/2 sfera solare = 4PIr²/2 = 3,0x10¹²km² e quindi un decimillesimo di emisfero corrisponde a 3 x 10⁹ km². Un milionesimo di emisfero corrisponde a 3 x 10⁶ km².
Le regioni attive effimere nascono ai bordi delle celle di supergranulazione, laddove si addensano i campi magnetici e si formano le spiculae.

A volte queste regioni attive effimere, se a bassa latitudine (sotto i 40º sia nord che sud) possono svilupparsi e dar luogo ad estese regioni sede di complesse e durature manifestazioni di attività fotosferica che dopo compaiono anche sulla cromosfera e la corona. Queste regione sono manifestazione magnetiche con affioramento in superficie di cappi ad anelli di linee di forza magnetiche subfotosferici che danno origine anche a piccole protuberanze a rapida evoluzione costituenti i sistemi ad arco, queste protuberanze si dispongono lungo le linee di forza che congiungono le polarità opposte della regione attiva.

Le regioni attive sono caratterizzate da regioni magnetiche bipolari dove il segmento che unisce i due poli magnetici segue l’equatore solare. La polarità più a ovest si chiama precedente e quella est seguente, questa polarità è contraria in ogni emisfero e si inverte all’inizio di ogni ciclo solare.

A volte le regioni attive hanno campi magnetici  di un segno, molto intensi, circondati da campi magnetici di segno opposto e in altri casi i campi magnetici monopolari entrano in regioni già sviluppate. I campi magnetici di queste regioni attive possono durare anche alcuni mesi per poi iniziare a disperdersi ed è la parte seguente che in generale si disperde per prima.
La tendenza osservata indica che la formazione di regioni attive viene privilegiate se nella zona c’erano già presenti in passato altre regioni attive.

Di solito quando i cappi magnetici emergono nella fotosfera possono formarsi delle macchie. A seconda che le macchie si formino nella parte ovest o est delle regioni attive vengono chiamate macchie p (precedente) oppure macchie f(seguente). Quando le regioni attive diventano di massima crescita  si presentano con frequenza i brillamenti. La materia lungo i cappi viene improvvisamente riscaldata a temperature che arrivano a superare dieci milioni di gradi.

Le regioni attive vengono evidenziata in luce bianca solo nel caso che si formino delle facole fotosferiche visibili solo ai bordi del disco dove il contrasto è maggiore, queste facole hanno una differenza di temperatura di circa 100º rispetto alla fotosfera e per queste motivo che si vedono più brillanti.

Il decadimento di una regione attiva è molto più lento della sua crescita, prima scompaiono le macchie. In questo momento si formano anche le protuberanze quiescenti o a lunga vita, che si dispongono normalmente alla base dei cappi magnetici, dove la componente verticale del campo magnetico è nulla. Alla fine della sua vita la regione attiva diventa una zona estesa di campi magnetici omeopolari in continua diffusione.

Lo studio delle regioni attive ha portato alla interpretazione che possono essere connesse due regioni attive, si sono osservate regioni attive connesse distanti sette decimi del raggio solare, questo fenomeno viene messo in evidenza quando si sviluppano brillamenti cosiddetti simpatetici, come se un brillamento in una regione ne innescasse un altro nella regione vicina.

 Per lo studio delle regioni attive si utilizza il magnetometro che misura il valore del campo magnetico. Nella sonda Soho (http://soi.stanford.edu/science/obs_prog.html) come nel Big Bear Solar Observatory (http://gong.nso.edu/instrument/)  si utilizza il Michelson Doppler Image (MDI) per ottenere delle immagini chiamate magnetograma. Questi strumenti lavorano nella long di onda di 6767,8 A (Ni I) con filtri polarizzati che permettono di vedere con dettagli il disco solare e i suoi campi magnetici.

Il magnetismo è la parte dell'elettromagnetismo che studia i campi magnetici. Oggetti magnetizzati o fili percorsi da correnti elettriche interagiscono con forze di natura magnetica. Queste forze sono descritte mediante il concetto di campo magnetico e sono rappresentate con un insieme di linee di forza. Quindi un campo magnetico è lo spazio che circonda un magnete.
La configurazione e caratteristica delle linee di forza di un campo magnetico dipendono dalla forma del magnete. Queste linee di forza emergono da una estremità (Polo Nord) si curvano nello spazio fino a raggiungere l'altra estremità (Polo Sud) chiudendosi. Alle estremità del magnete dove le linee si congiungono l'intensità del campo è maggiore e sui lati è più debole.