L'activité solaire repose sur la formation et la disparition des régions actives. Une région active est une région multi-polaire de forte concentration de champ magnétique, pouvant atteindre 1000 Gauss (10-4 Tesla) en comparaison avec le champ magnétique ambiant de quelques gauss seulement. Leur taille varie de quelques dizaine de 
pour les petites régions actives à quelques centaines de Mm pour les plus imposantes. Ces régions actives se forment par le processus d'émergence de flux magnétique de l'interieur solaire vers l'atmosphere. Mais comment passe-t-on d'un champ magnétique dipolaire à un champ mutli-polaire en surface ?
C'est la rotation différentielle de la zone convective (plus rapide aux pôles qu'à l'équateur) qui conduit à l'enroullement des lignes de champ magnétique. De plus, les cellules de convection déforment localement le champ magnétique et il se forment des tubes de flux distincts.
Contrairement à ce que l'on pourrait penser, une région active n'emerge pas d'un bloc. Ce sont tout d'abord des fractions de petits tubes de flux qui émergent successivement et fusionnent les un avec les autres pour former les larges concentrations de champ magnetique que l'on observe à la surface solaire. Ces tubes de flux sont transportés vers la surface solaire via les mouvements de convection de la zone convective. Ces tubes de flux émergeants ont une forme en 
, le vecteur champ magnetique sort de la surface à un pied et 'replonge' dans le soleil à son autre pieds. Cela se traduit par l'apparition d'un bipole magnetique dont les 2 polarités, positive (blanc sur la figure) et négative (en noir sur la figure), correspondent aux deux pieds des boucles magnétiques formées par le tube du flux qui a émergé.
Les mesures du champ magnétiques sont obtenues depuis l'espace. Le Solar Dynamics Observatory (NASA), fournit des mesures du champ magnétique à très haute résolution spatiale et temporelle avec son instrument Helioseismic and Magnetic Imager. A partir de ces mesures, il est possible de reconstruire numériquement le champ magnétique dans un volume de la couronne, ce qui permet de connaitre la structure magnétique des régions actives et de la couronne en générale. Le champ magnétique étant l'origine de l'activité solaire, en connaitre les propriétés est un apport essentiel pour l'étude des éruptions.
