En solfläck ser ut som en "liten" mörk prick på solskivan. I fläcken är magnetfältet mycket starkt. Den centrala och mörkaste delen av solfläcken kallas umbran. Den omges av penumbran som har en trådig struktur, litegrann som en blommas kronblad.

Solfläckar är mörkare än sin omgivning eftersom magnetfältet undertrycker de konvektiva gasrörelserna under ytan som transporterar värmen uppåt genom solen. Men de är inte fullständigt mörka och kalla. Det kan låta märkligt, men ett av många mysterier kring solfläckarna är varför de är så ljusa! Penumbran lyser med ungefär 75% av den omgivande, omagnetiska, solytans styrka.

Vilka fysikaliska processer driver penumbran? Kan det vara konvektion av samma slag som den som äger rum under den "vanliga" solytan? Konvektionen orsakar där ett mönster som kallas granulation med het stigande gas och kall sjunkande gas. Om liknande processer är viktiga för penumbran borde man där se ett systematiskt mönster av uppåt- och nedåt-riktade rörelser i gasen. Men ett sådant mönster har inte observerats — förrän nu.

Nedflödena som identifierats i penumbran är statistiskt associerade med mörkare områden och måste vara konvektiva till sin natur. Slutsatsen är att penumbran drivs och formas av ett konvektivt flöde underifrån. Detta resultat, som stöds av nyligen presenterade teoretiska simuleringar, borde avgöra en långvarig vetenskaplig diskussion.

Samtidigt som det finns upp- och nedflöden i penumbran visar observationerna horisontella flöden riktade ut från solfläckens centrum. Dessa flöden är kraftiga med hastigheter på flera kilometer per sekund. De utgör den välkända Evershed-effekten som upptäcktes redan 1909 av John Evershed vid Kodaikanal-observatoriet i Indien. Med hjälp av de nya observationerna kan alla penumbrans flöden förklaras i termer av konvektion. Därmed är Evershed-effektens mysterium löst.

Att detektera de konvektiva nedflödena var inte enkelt. Följande ingredienser var nödvändiga:

Hög spatial upplösning: Uppnåddes med hjälp av SST, den stadiga luften på La Palma, adaptiv optik och bildrestaureringstekniken MOMFBD.

Hög spektral upplösning: Spektra av god kvalitet gavs av instrumentet CRISP .

Ett sätt att se djupt in i solfläcken: Spektrallinjen från kol med våglängden 5380 ångström bildas i het gas och bär alltså med sig information från solatmosfärens djupaste lager.

Ströljuskorrigering: Ströljus från atmosfären och teleskopet suddar till bilden på ett sätt som är svårt att bestämma. Här gjordes en modell av ströljuset genom att jämföra den observerade granulationen med teoretiska modeller. Då kunde man se hur stora ströljusnivåerna var och dra bort dessa från bilderna. Detta var helt nödvändigt för att de sökta nedflödena skulle bli synliga.

Hastighetskalibrering: Det är mycket viktigt att med precision kunna översätta observerade våglängder för spektrallinjer till hastigheter relativt till solytan. Även detta gjordes med hjälp av teoretiska granulationsmodeller.