Wielkość silnego pola magnetycznego w obszarze plam słonecznych określa się badając rozszczepienie linii spektralnych (efekt Zeemana). Plamy słoneczne pojawiają się parami, z przeciwstawną biegunowością magnetyczną. Nawet jeśli plama jest pojedyncza towarzyszy jej obszar pola magnetycznego o przeciwnej biegunowości. Od cyklu do cyklu biegunowość plam słonecznych przedniej i tylnej zmienia się z układu północ/południe na południe/północ i z powrotem. Pary plam często rozbudowują swą strukturę będąc potem obserwowane w grupach.
W obszarze plamy słonecznej rozróżnialne są dwie struktury: cień (temperatura ok. 3700 K, typ widmowy K3-K5) półcień (temperatura ok. 5700 K, typ widmowy G2)
Małe, pozbawione półcienia plamy nazywane są czasem porami słonecznymi.
Ciśnienie pola magnetycznego można interpretować jako odpychanie, które powoduje zmniejszanie gęstości plazmy słonecznej w obszarze i powstanie plamy. Silnie rozgrzana plazma Słońca jest bardzo dobrym przewodnikiem prądu elektrycznego. Ponieważ cząstki naładowane poruszają się wzdłuż linii pola magnetycznego zachodzi zjawisko wmrożenia pola w plazmę, które sprawia, że pole magnetyczne porusza się wraz z plazmą.
Plama słoneczna może utrzymywać się nawet kilka tygodni (średnio ok.