Среднее (глобальное) магнитное поле на Солнце невелико. По порядку величины оно примерно такое же, как на поверхности Земли. Но локально (например, в пятнах) поля могут достигать величин в тысячи раз больше. Изменения полей порождают индукционные токи, сложная эволюция системы полей и токов в плазме приводит к богатству магнитогидродинамических процессов и многообразию активных явлений на Солнце (и других звездах).
Цикличность солнечной активности связана с изменениями магнитного поля.
Данные наблюдений указывают, что магнитное поле играет ключевую роль во всех проявлениях солнечной активности. В максимуме цикла меняется полярность глобального магнитного поля Солнца, величина поля в это время минимальна. Непосредственно вблизи максимума активности полярность поля может поменяться несколько раз. В минимуме солнечной активности величина глобального магнитного поля достигает максимума. Поэтому полный магнитный цикл составляет 22 года, за это время поле возвращается к прежней конфигурации.
Кроме того, меняется направление магнитного поля в солнечных пятнах. Обычно пятна появляются парами. Пятна в паре соединены линиями магнитного поля. В течение 11-летнего цикла лидирующее пятно в каждой паре в северном полушарии Солнца имеет одну и ту же полярность, а в южном – противоположную. В следующем цикле полярность меняется.
В максимуме цикла солнечной активности существенно возрастает светимость в радио-, ультрафиолетовом, рентгеновском и гамма-диапазонах. Однако полное энерговыделение звезды практически не изменяется.
Кривая интенсивности солнечной активности в цикле несимметрична. В среднем от минимума до максимума проходит около 4 лет, а потом в течение 7 лет активность уменьшается. Но циклы вовсе не одинаковы, они имеют разную форму кривой активности, длительность, уровень активности в минимуме и максимуме. Закономерности в изменении параметров циклов пытаются найти, но этот процесс, к сожалению, затруднен недостатком информации: данные по пятнам охватывают менее трех столетий, по магнитным полям – около века, а детальные данные наблюдений в других диапазонах спектра – всего лишь чуть более полувека.
Однако известно, что на больших промежутках времени активность Солнца претерпевает существенные изменения. Так, в так называемом минимуме Маундера (1645–1715 гг.) на Солнце практически не было пятен, а изучение косвенных данных позволяет установить, что подобные затяжные периоды слабой активности Солнца наблюдались и ранее. Существовали и периоды, когда активность Солнца в среднем была повышена.