Wilsoneffekten är en förändring i den skenbara formen av en solfläck beroende på dess position på solskivan . Den består i det faktum att om fläcken är belägen nära solens lem , verkar sidan av penumbra på fläcken närmast lemmen tjockare än sidan längst bort från den.
Effekten orsakas av det faktum att solplasman i en solfläck är något kallare och sällsyntare, och därför mer genomskinlig, än i den omgivande fotosfären . I en solfläck kommer alltså synligt ljus från ett större djup; därför kan man anta att en solfläck har formen av en tefatformad fördjupning i solatmosfären med ett djup på cirka 500–700 [2] kilometer under fotosfärens nivå. Om planet för en sådan fläck inte är vinkelrätt mot betraktarens siktlinje, så ser dess bortre kant bredare ut än framsidan [2] [3] [4] .
Denna effekt noterades första gången 1769 av den skotske astronomen Alexander Wilson , som korrekt förstod de geometriska orsakerna till detta fenomen och kallade solfläckar "stora fördjupningar ( eng. utgrävningar ) i solens lysande materia" [1] .
Wilsoneffekten förekommer inte i alla solfläckar. Dessutom, för ett litet antal fläckar med komplex konfiguration, kan den så kallade "omvända Wilson-effekten" ibland observeras, där sidan av penumbra närmast limbus är tunnare än sidan längst bort [5] .
Moderna observationsmedel gör det möjligt att mäta minskningen av solens yta i fläckar (den så kallade "Wilsonian depression") direkt [6] .