Sluneční skvrny mají extrémně silná magnetická pole, skoro až 3 000krát silnější oproti magnetickému poli klidných částí Slunce, které je co do velikosti srovnatelné s magnetickým polem Země. Díky tomu ve skvrně převládají síly magnetické nad granulací. Plazma je jakoby fixováno mezi magnetickými indukčními čarami a přenos energie je mnohonásobně menší než mimo skvrnu. Teplota plynu ve skvrnách je z toho důvodu nižší, skvrny nezáří tolik jako okolí a zdají se být tmavší.
Sluneční skvrny se objevují nejčastěji v párech orientovaných ve směru východ–západ. Skvrna blíž k západnímu okraji Slunce je vedoucí, východní je následná. Pozorováním bylo zjištěno, že vedoucí skvrny na dané polokouli mají vždy stejnou polaritu a následné polaritu opačnou. Páry skvrn na severní polokouli mají stejné uspořádání orientace skvrn, páry na jižní polokouli pak orientaci právě opačnou.
Právě výskyt skvrn ve dvojicích s opačnou polaritou přivedl sluneční fyziky k hypotéze, že magnetické pole je skryto pod povrchem a jeho magnetické indukční čáry jsou k povrchu rovnoběžné. Svazek magnetických indukčních čar si můžeme představit jako potrubí či lano. Na tomto pomyslném laně či potrubí se může udělat smyčka, která vystoupí na povrch Slunce a nese s sebou plazma uzavřené mezi magnetickými indukčními čarami magnetického pole. Část materiálu odteče podél magnetických indukčních čar zpět. Magnetické pole vystupuje vysoko do atmosféry. Tam kde trubice vystupuje z povrchu, pozorujeme skvrnu, z které magnetické indukční čáry vycházejí a v místě, kde se vrací pod povrch, pozorujeme skvrnu s opačnou polaritou, tedy magnetické indukční čáry směřující do nitra Slunce.