All matter in the Sun is in the form of gas and plasma because of its high temperatures. This makes it possible for the Sun to rotate faster at its equator (about 25 days) than it does at higher latitudes (about 35 days near its poles). The differential rotation of the Sun's latitudes causes its magnetic field lines to become twisted together over time, causing magnetic field loops to erupt from the Sun's surface and trigger the formation of the Sun's dramatic sunspots and solar prominences (see magnetic reconnection). This twisting action creates the solar dynamo and an 11-year solar cycle of magnetic activity as the Sun's magnetic field reverses itself about every 11 years.[

La photosphère La photosphère est la région du Soleil que l'on peut observer dans des conditions ordinaires. Elle émet le flot de rayonnement visible qui nous parvient. De ce point de vue, il est possible d'y voir en quelque sorte la surface de notre étoile. Mais cette notion reste peu satisfaisante dans le cas d'un objet constitué de plasma et partiellement transparent. La photosphère apparaît davantage comme une région de transition entre des régions plus profondes que l'opacité de la matière solaire (variable selon la longueur d'onde considérée) empêche d'observer directement, et des régions plus élevées et plus diluées, dont le rayonnement qui nous en parvient se trouve comme noyé par celui de la photosphère. Les astronomes définissent donc plutôt la photosphère comme la basse atmosphère du Soleil. Elle correspond à une couche d'environ 500 km d'épaisseur, et dont la température moyenne est de 5785 K. |

La chromosphère La chromosphère est la région de l'atmosphère solaire située immédiatement au-dessus de la photosphère. A la différence de la photosphère, des taches et des facules, la chromosphère n'est normalement visible, à la simple lunette, que pendant les éclipses totales, l'éclat du Soleil empêchant, en tout autre temps, de les discerner. La couche à laquelle