磁场作为太阳活动的能量来源，在太阳大气中无处不在。目前，普遍认为太阳磁场产生于对流层（位于光球下~0.7−1.0 R⊙处，R⊙为太阳半径），由于"对流塌缩"效应，弱磁场汇聚成强的磁通量管。在浮力的作用下，它们被抬升至光球和光球上层大气，同时也伴随着能量的输送。在光球以上，太阳磁场整体形态分布类似于磁偶极子（见图1，北半球是负极磁场，南半球是正极磁场。约11年后，南北半球磁场极性发生反转），磁场强度约为1高斯，磁通量分布在1.5−2.5×1022
麦克斯韦范围之间。每10−11年，磁偶极子的平均磁场强度符号会发生反转一次。极性反转的标志是在太阳赤纬38−40°之间，有新的黑子或活动区的浮现。
图1 太阳磁场整体上类似于双极子磁场
观测太阳电磁辐射的偏振可以用来诊断太阳表面磁场。其原理是当存在磁场时，原子的能级会发生分裂，这就是著名的塞曼效应。由于在同一时刻太阳上不同的位置，磁场强度和方向不一样，观测到的谱线偏振状态也不相同。通过分析谱线的圆偏振和线偏振，再辅以模型反演，我们就可以得到太阳上不同位置的矢量磁场。但目前，仅在光球上磁场测量比较可靠。
在太阳表面的不同区域，磁场特征会有显著差别：
1、宁静区磁场
在任何时候，即使在太阳活动峰年，太阳表面90%的区域都被弱磁通量场区所覆盖，这就是太阳宁静区。磁场通常会聚集在具有各种尺度的对流元的边界上，米粒网络是其中最小尺度的对流元。在宁静区磁图上，米粒网络很容易辨认，具有正负极性的磁场占据网络边界，环绕着网络组织。网络磁场具有内禀属性，这里的磁元的典型尺度是100公里，理论最小值是10公里，其强度是1-2千高斯。色球的米粒边界十分显眼，这是由于从光球到色球磁流管外部气体压力随高度增加变小，磁通量管便成扇形散开。
2、活动区磁场
强磁场从太阳内部浮现，突破光球时就形成了活动区。所以，活动区是太阳内部磁场运动过程的示踪物，是大量磁通量管的聚集地，平均磁场强度是几百高斯。一个典型的活动区总的磁通量是1022
麦克斯韦。大多数活动区是双极磁场区，由相反极性的两个磁岛组成。但有时，从一个已经存在的活动区内部又会浮现出新的具有正负极性的磁岛，就形成了复杂活动区。通常，活动区磁场越复杂，越容易爆发耀斑活动。图2左是一张活动区白光像，此活动区由多个黑子组成，其中主要黑子都有多个本影；图2右是此活动区对应的一张视向磁图。
在整体上，白色、黑色区域显示前导黑子磁场为正极性，后随黑子磁场为负极性。下方的后随黑子内部有明显的新磁通浮现，所以这是一个复杂活动区。
活动区的黑子本影磁场方向与太阳表面更加垂直，典型的磁场强度为2−3千高斯，最高可以达到4千高斯。从本影中心沿着径向向外跨越黑子半影，视向磁场强度逐渐减弱，磁场方向逐渐变得水平（半影磁场倾角一般为45−90°），在半影与光球交界处磁场强度衰减至1−1.5千高斯。黑子典型的磁通量是1021麦克斯韦，大的黑子群的磁通量可以达到2×1022麦克斯韦。
图2 一个复杂活动区的白光像和视向磁图
3、高纬和极区磁场
随着11年活动周的发展，黑子和黑子群的出现位置向赤道靠近。此时，上个太阳活动周残留的磁场已经迁移动到极区。极区和高纬区磁场以小尺度磁元分布为主，极区的磁场极性和已结束的活动周磁场极性相同。当新的太阳活动周开始时，相反极性的黑子和黑子群在赤纬±40°位置重新浮现。随后，新浮现的黑子向赤道迁移，而周围的磁元向极区移动。所以在新活动周开始的前半周，人们可以看到和上个太阳活动周相反极性的小尺度磁元浮现。