Generování a časový vývoj magnetického pole $\vec{B}$ v konvektivním plazmatu Slunce je řízen rovnicí magnetické indukce odvozenou z Maxwellových rovnic a Ohmova zákona pro pohybující se médium:

kde $\vec{v}$ je rychlostní pole plazmatu a $\eta = \frac{1}{\mu_0 \sigma}$ je koeficient magnetické difuzivity.

• První člen na pravé straně (advekční) reprezentuje generování a deformaci pole prouděním plazmatu (Alfvénův teorém o zamrznutí pole).
• Druhý člen (difuzní) reprezentuje ohmické ztráty a zánik pole vlivem elektrického odporu.

V laminárním režimu by magnetické pole Slunce zaniklo difuzí za cca $10^{10}$ let, avšak v přítomnosti turbulentní konvekce klesá efektivní difuzní čas na pouhá desetiletí, což vyžaduje kontinuální fungování dynama regenerujícího magnetický tok.

Magnetické pole $\vec{B}$ rozložíme na osově souměrnou poloidální složku $\vec{B}_p = \nabla \times (A \hat{\phi})$ a toroidální složku $\vec{B}$t = B\phi \hat{\phi} v kulových souřadnicích $(r, \theta, \phi)$:

1. $\Omega$-efekt (generování toroidálního pole): Diferenciální rotace $\Omega(r, \theta)$ natahuje poloidální pole podél rovnoběžek:

Zdrojem toroidálního pole je radiální a šířkový gradient úhlové rychlosti $\frac{\partial \Omega}{\partial r}$ a $\frac{\partial \Omega}{\partial \theta}$.
2. $\alpha$-efekt (regenerace poloidálního pole): Cyklonální turbulentní víry konvekce jsou působením Coriolisovy síly stáčeny (nenulová kinetická heličita plazmatu $\alpha \propto -\tau_c \langle \vec{v}' \cdot (\nabla \times \vec{v}') \rangle$). Tím dochází ke zkroucení toroidálních siločar do meridiální roviny:

Disperzní relace pro lineární dynamové vlny dává řešení v podobě migrujících vln magnetického pole. Podle Yoshimurova pravidla se dynamová vlna šíří podél ploch konstantní rotace:

Pokud platí $\alpha \frac{\partial \Omega}{\partial r} < 0$ v konvektivní zóně na severní polokouli, vlna toroidálního pole se šíří směrem k rovníku, což exaktně vysvětluje Spörerův zákon a motýlkový diagram.

Až do 90. let 20. století se předpokládalo, že dynamo operuje v celém objemu konvektivní zóny. Data z helioseismologických pozorování družic SOHO (přístroj MDI) a SDO (přístroj HMI) však přinesla revoluci:

• Radiační zóna ($r < 0{,}7, R_\odot$): Rotuje jako tuhé těleso s konstantní periodou cca 27 dní bez šířkové závislosti.
• Konvektivní zóna ($0{,}71 < r/R_\odot < 1{,}0$): Vykazuje silnou diferenciální rotaci závislou na šířce $\Omega(\theta)$, která se s hloubkou téměř nemění (profil rotace podél kuželových ploch).
• Tachoklina (Tachocline): Extrémně tenká smyková vrstva na rozhraní obou zón ($r/R_\odot \approx 0{,}713$, radiální tloušťka $\Delta r \lesssim 0{,}04, R_\odot$).

V tachoklině dochází k maximálnímu radiálnímu smyku $\frac{\partial \Omega}{\partial r}$. Zároveň je zde plazma dostatečně stabilně stratifikováno, aby udrželo silná toroidální pole o indukci až $10^5\text{ G}$ ($10\text{ Tesla}$) předtím, než magnetický vztlak (Parkerova nestabilita) způsobí jejich erupci k fotosféře. Moderní modely dynama (tzv. flux-transport dynama) kombinují tachoklinu s meridionální cirkulací plazmatu (pomalý podpovrchový tok k pólům rychlostí $15\text{ m/s}$ a hloubkový zpětný tok k rovníku na dně konvektivní zóny).