George Ellery Hale va descobrir en 1908 que les taques solars presenten camps magnètics forts. Una taca solar té una densitat de flux magnètic de 0.25 teslas. Les taques solars, generalment, es donen per parelles i els seus camps magnètics assenyalen costats oposats.
De les parelles de taques solars del hemisferi nord, la taca que guia a la seva companya en la direcció de rotació té un camp magnètic en sentit oposat al de la taca solar dominant del hemisferi sud. Quan comença un nou cicle d'11 anys, s'inverteix el sentit dels camps magnètics de les taques solars. El cicle solar complet contant la polaritat del camp magnètic dura uns 22 anys.
Gran part del camp magnètic és fora de les taques solars. L'absència de penetracció del camp magnètic del Sol dóna complexitat, diversitat i bellesa a l'atmosfera exterior del Sol. La radiació de la capa que està exactament sobre de la fotosfera, anomenada cromosfera, segueix aquest model amb claritat. Les anomenades espícules estan produides per la combinació de la turbulència i els camps magnètics en els extrems de les molècules supergranulars.
En canvi, aprop de les taques solars, la radiació cromosfèrica es més uniforme. Aquest llocs es denominen regions actives i les àrees circumdants, que han distribuit suaument la emissió cromosfèrica, s'anomenen platjes. Les regions actives són el lloc on apareixen les erupcions solars, explosions provocades per l'alliberació molt ràpida de l'energia guardada en el camp magnètic. A les erupcions l'acompanyen els intensos rajos X, que a vegades arriben a la Terra produint les aurores.
L'atmosfera solar exterior que s'extén bastants radis solars desde el disc del Sol, la corona. Tots els detalls estructurals de la corona es deuen al camp magnètic. La major part de la corona es composa de grans arcs de gas calent: arcs més petits dins de les regions actives i arcs majors entre elles. Les formes arquejades i a vegades rissades es deuen al camp magnètic.
En els anys 40 es va descobrir que la corona es molt més càlida que la fotosfera. La fotosfera del Sol, o superfísie visible, t´ una temperatura de quasi 6.000 K. La cromosfera, que s'extén a bastants mils de km per sobre de la fotosfera, te una temperatura aproximada als 30.000 K. Però la corona, que s'extén just sobre de la cromosfera fins el límit amb l'espai interplanetari, té una temperatura de 1.000.000 K. Per mantenir aquesta temperatura, la corona necessita un subministrament d'energia.
Un dels problemes que te l'astrofísica es que encara no sap el mecanisme per el cual arriba l'energia a la corona. Encara esta sense resoldre, a pesar que s'han propasat moltes explicacions. Les recents observacions de l'espai han demostrat que la corona es una col·lecció de arrisades magnètiques, i com que es calenten s'han convertit en el focus principal de la investigació astrofísica.
El camp magnètic tambépot obstruir material més fred sobre la superfície del Sol, a pesar de que el material nomes estigui estable uns pocs dies. Aquets fenòmens es poden observar durant un eclipse com petites regions, conegudes com protuberancies, en el mateix extrem del Sol, com joies d'una corona. Estan en calma, pero ocasionalment entren en erupció, expolsant material solar al espai.
En un o dos radis solars desde la superfísie del Sol, el camp magnètic de la corona te la força suficient per retenir material gasos i calent de la corona en grans circuits. Quan més lluny està del Sol, el camp magnètic es més dèbil i el gas de la corona pot llençar literalment el camp magnètic al espai exterior. Quan això pasa, la matèria recorre grans distàncies al llarg del camp magnètic.
El flux constant del material llançat desde la corona és conegut com vent solar i sol arribar de las regions denominades forats de la corona. Allà, el gas es més fred i menys dens que en l'altra part de la corona, produïnt una menor radiació. El vent solar dels grans forats de la corona (que es poden veure durant mesos) és molt forta. Degut a la rotació solar, aquestes regions de fort vent solar, conegudes com corrents de vent solar a gran velocitat, solen repetir-se cada 27 dies vistes desde la Terra. El vent solar provoca alteracions que es poden detectar desde el camp magnètic de la Terra.