Wanneer we ongeveer halfweg de zonnecyclus zitten, kunnen er zich momenten voordoen van een zonnevlekkenmaximum, met de hoofdgordel die dan ongeveer 40 graden breed is, gecentreerd rond 20 graden noorderbreedte/zuiderbreedte. Zeer grote en complexe zonnevlekkengroepen kunnen zich voordoen nabij en na het maximum, waarvan velen een ingewikkeld magnetische structuur hebben. Het aantal zonnevlekken zal dan inkrimpen in de jaren nadien, waarbij de meerderheid zich vormt in een kleinere breedtegraad, deze vlekken worden minder. Een zonnevlekkenminimum volgt hierna. Er zijn dan weinig zonnevlekken zichtbaar, meestal nabij de zevende breedtegraad noordelijk/zuidelijk.

De zonevlekkengetallen tijdens zonnevlekkencyclus 23

Op bovenstaande afbeelding ziet u een algemene voorstelling van de zonnevlekkencyclus. Zoals u ziet, was er rond het jaar 1996 een periode met zeer weinig zonnevlekken. Dit was een zonnevlekkenminimum, de zon ziet er dan ook blanco uit zoals je kan zien op de kleine zonneafbeeldingen eronder. Naarmate de cyclus vordert, merk je dat de zon steeds actiever wordt en uiteindelijk haar maximum bereikte in 2001 om dan terug af te zwakken naar een nieuw zonnevlekkenminimum.

De zon tijdens zonnevlekkencyclus 23

Zonnevlekkengroepen

Zonnevlekken vormen zich in magnetisch aan elkaar verbonden bipolaire groepen, met aan elk einde een gelokaliseerd magnetisch veld dat we een fluxbuis noemen. De magnetische configuratie van deze fluxbuis (of dipool) wordt meestal bepaald door de Hale-Nicholson regels. Deze stellen dat de voorafgegane zonnevlekpolariteit meestal de dominante leider is in de meeste groepen voor de volledige 11-jarige zonnevlekkencyclus.
Voorbeeld: In de noordelijke hemisfeer zullen de zonnevlekken die elke groep over de zon leiden, aangezien de zon draait, misschien een zonnevlekkencyclus beginnen met een 'noordelijke' magnetische polariteit. De volgelingen in dezelfde groep zullen dan een zuidelijke polariteit hebben. Leidende zonnevlekken in groepen van de zuidelijke hemisfeer zouden dan een zuidelijke magnetische polariteit hebben en zouden dan gevolgd worden door de noordelijke zonnevlekpolariteiten in de groep. De polariteitrichting van zonnevlekkengroepen wordt enkel behouden tot het volgende zonnevlekkenminimum, wanneer de polen omdraaien voor beide hemisferen.

Detailopname van een zonnevlek

De magnetische as van de zonnevlekkengroep helt meestal lichtjes naar de oost-westelijke lijn van de zon, kantelend van drie graden nabij de equator tot 11 graden op de dertigste breedtegraad noordelijk of zuidelijk. Indien de as zeer gekanteld is, zal de groep proberen te draaien totdat de assen meer parallel zijn tot de evenaar. Leidende zonnevlekpolariteiten in meeste bipolaire groepen proberen een beetje groter en beter ontwikkeld te zijn dan de wat meertallige zonnevlekvolgelingen. Leidende vlekken in ontwikkelende groepen proberen zich ook westwaarts te bewegen naar het hoofd van de groep. Indien een groep start met de omgekeerde polariteit zal die meestal sterven; of de leidende vlek, of de leidende polariteitgroep achter een zonnevlekvolgeling, zal zich westwaarts bewegen door of langsheen het veld van de zonnevlekvolgelingen en een magnetisch scherm aanmaken en zo mogelijke zonnevlamactiviteit veroorzaken totdat het zijn rechtmatige plaats heeft ingenomen in het leidende deel van de groep. Stabiele zonnevlekken lijken aannemelijk symmetrisch te zijn tenzij er een extensief magnetisch scherm nabij is van een opkomende magnetische flux of het voorbijgaan van een regio van omgekeerde magnetische polariteit. Magnetische schermen kunnen grote porties van de penumbra van de zonnevlek vervormen of doen verdwijnen. Grote zonnevlekken vormen algemeen de fusie van de kleinere. Grote zonnevlekgroepen kunnen meer dan 182 000 kilometer lang zijn en meestal het resultaat van de verschijning van meerdere fluxbuizen, aangezien individuele dipolen zelden de 50 000 kilometer lengte overschrijden.