Galileo naszkicował je w 1610 roku, spierając się ze współczesnymi o to, czym w ogóle są. Cztery wieki później plamy słoneczne są jednym z najdłużej nieprzerwanie obserwowanych zjawisk w nauce — i wciąż najlepszą wizualną wskazówką, skąd nadejdzie kolejny rozbłysk lub CME ze Słońca.

Plamy słoneczne to tymczasowe ciemne obszary na widocznej powierzchni Słońca, chłodniejsze od otaczającej fotosfery o około 1500°C — wystarczająco gorące, by świecić, ale na tyle ciemne w kontraście, by wyglądać jak czarne na tle jaśniejszej powierzchni. Tworzą się tam, gdzie wiązki linii pola magnetycznego przebijają się przez powierzchnię i lokalnie tłumią normalny przepływ konwekcyjny ciepła z dołu, dlatego są chłodniejsze, a nie faktyczną dziurą czy skazą.

Plama słoneczna ma zazwyczaj dwie części: ciemniejszą centralną umbralną (cień), gdzie pole magnetyczne jest najbardziej skoncentrowane i pionowe, otoczoną jaśniejszą penumbralną (półcień), gdzie linie pola rozchodzą się na zewnątrz pod płytszym kątem. Plamy słoneczne wahają się od małych, krótkotrwałych porów trwających jeden dzień do rozległych grup, które mogą utrzymywać się, obracając się wraz ze Słońcem, przez kilka obrotów słonecznych.

Plamy słoneczne są śledzone za pomocą liczby Wolfa (nazwanej na cześć Rudolfa Wolfa, który ujednolicił metodę w 1848 roku): R = k(10g + s), gdzie g to liczba odrębnych grup plam, s to całkowita liczba pojedynczych plam, a k to współczynnik korekcyjny uwzględniający różnice między obserwatorami i instrumentami. Połączenie liczby grup i liczby pojedynczych plam w ten sposób oddaje zarówno zasięg aktywności, jak i jej intensywność w jednej dziennej wartości.

Daje to fizyce Słońca niezwykle długi, ciągły zapis — liczbę plam słonecznych można prześledzić aż do pierwszych obserwacji teleskopowych w 1610 roku, dłużej niż prawie każdy inny pomiar naukowy wciąż używany dzisiaj, utrzymywany obecnie przez World Data Center SILSO w Brukseli.

Poszczególne grupy plam słonecznych są katalogowane przez NOAA jako ponumerowane regiony aktywne, zapisywane jako AR z numerem (na przykład AR3664, region odpowiedzialny za superburzę z maja 2024 roku, lub AR4366, niezwykle płodny „wulkan rozbłysków” z początku 2026 roku). Numeracja po prostu wzrasta wraz z identyfikacją nowych regionów, okresowo resetując się, dając prognostom i opinii publicznej spójny skrót do śledzenia aktywności konkretnego regionu przez dni, gdy pozostaje on zwrócony w stronę Ziemi.

Nanosząc szerokość geograficzną każdej grupy plam słonecznych w czasie w ciągu cyklu słonecznego, pojawia się charakterystyczny wzór: plamy z kończącego się cyklu pojawiają się bliżej równika, gdy cykl słabnie, podczas gdy plamy z nadchodzącego cyklu zaczynają pojawiać się na wysokich szerokościach, czasem 40° lub więcej od równika, zanim dryfują w kierunku równika w miarę dojrzewania nowego cyklu. Naniesione na kolejne cykle, nakładające się wzory przypominają rząd skrzydeł motyla — stąd nazwa, po raz pierwszy opublikowana przez brytyjskiego astronoma E. Waltera Maundera w 1904 roku.

Diagram motylkowy pozostaje jednym z najbardziej użytecznych wizualnych podsumowań tego, w którym miejscu cyklu się znajdujemy: obserwowanie, czy najnowsze regiony aktywne pojawiają się na wysokich czy niskich szerokościach, daje przybliżoną informację, czy cykl właśnie się zaczyna, jest na szczycie, czy też słabnie.

Między około 1645 a 1715 rokiem aktywność plam słonecznych spadła do małego ułamka normalnego poziomu na dłuższy okres, zwany obecnie minimum Maundera — najlepiej udokumentowane „wielkie minimum” w historycznym zapisie plam słonecznych, okres, który zbiegł się z niezwykle mroźnymi zimami w częściach Europy, choć dokładny związek przyczynowy jest wciąż przedmiotem debaty wśród badaczy. Nawet nieliczne plamy, które pojawiły się w tym okresie, wykazywały niezwykle wąski wzór motylkowy, skupiony w promieniu około 15–20° od równika, a nie typowym zakresie 28° i więcej dla normalnego cyklu — dowód na szczególnie słaby dynamo magnetyczne w tych dekadach.

Nie wszystkie grupy plam słonecznych są jednakowo podatne na erupcje. Najbardziej złożone magnetycznie regiony — gdzie północna i południowa polaryzacja magnetyczna są ściśle ze sobą splecione, a nie czysto rozdzielone — są nieproporcjonalnie odpowiedzialne za duże rozbłyski i CME, szczegółowo omówione w innym miejscu tej wiki. Duża grupa plam słonecznych niekoniecznie jest niebezpieczna; mniejszy, ale bardziej magnetycznie splątany region może przewyższyć znacznie większy i prostszy.