Галілей замалював їх у 1610 році, сперечаючись із сучасниками про те, чим вони взагалі є. Чотири століття потому сонячні плями є одним із найстаріших безперервно відстежуваних явищ у науці — і досі найкращою візуальною підказкою щодо того, звідки з'явиться наступний спалах або корональний викид маси на Сонці.

Сонячні плями — це тимчасові темні плями на видимій поверхні Сонця, холодніші за навколишню фотосферу приблизно на 1500°C — достатньо гарячі, щоб світитися, але достатньо тьмяні, щоб на контрасті виглядати чорними на тлі яскравішої поверхні навколо них. Вони утворюються там, де пучки магнітних силових ліній пробиваються на поверхню та локально пригнічують нормальний конвективний потік тепла знизу, тому вони холодніші, а не є справжніми дірами або дефектами.

Типова сонячна пляма має дві частини: темнішу центральну тінь (umbra), де магнітне поле найбільш сконцентроване та вертикальне, оточену світлішою півтінню (penumbra), де силові лінії розходяться назовні під меншим кутом. Розміри сонячних плям варіюються від малих короткочасних пор, що існують один день, до величезних груп, які можуть зберігатися, обертаючись разом із Сонцем, протягом кількох сонячних обертів.

Сонячні плями відстежують за допомогою числа сонячних плям (також званого числом Вольфа, на честь Рудольфа Вольфа, який стандартизував метод у 1848 році): R = k(10g + s), де g — кількість окремих груп плям, s — загальна кількість окремих плям, а k — поправочний коефіцієнт, що враховує відмінності між спостерігачами та інструментами. Комбінування кількості груп та окремих плям таким чином дозволяє отримати в одній щоденній цифрі як поширеність активності, так і її інтенсивність.

Це дає фізиці Сонця надзвичайно довгий безперервний запис — кількість сонячних плям відстежується з часів перших телескопічних спостережень у 1610 році, що довше, ніж майже будь-який інший науковий вимір, який досі активно використовується; сьогодні цей запис підтримується Світовим центром даних SILSO в Брюсселі.

Окремі групи сонячних плям каталогізуються NOAA як нумеровані активні області, записуються як AR з наступним номером (наприклад, AR3664 — область, що спричинила суперштorm у травні 2024 року, або AR4366 — надзвичайно продуктивна «фабрика спалахів» на початку 2026 року). Нумерація просто збільшується при виявленні нових областей, періодично перезапускаючись, що дає синоптикам та громадськості узгоджене скорочення для відстеження активності певної області протягом днів, коли вона звернена до Землі.

Якщо нанести на графік широту кожної групи сонячних плям залежно від часу протягом сонячного циклу, виникає характерний малюнок: плями минулого циклу з'являються ближче до екватора в міру його завершення, тоді як плями нового циклу починають з'являтися на високих широтах, іноді на 40° і більше від екватора, а потім дрейфують до екватора з дозріванням нового циклу. При накладанні на послідовні цикли цей малюнок нагадує ряд крил метелика — звідси й назва, вперше опублікована британським астрономом Е. Волтером Маундером у 1904 році.

Діаграма «метелик» залишається одним із найкорисніших візуальних підсумків того, на якій стадії перебуває цикл: спостерігаючи, чи з'являються останні активні області на високих чи низьких широтах, можна приблизно визначити, чи цикл тільки починається, досяг піку чи завершується.

Приблизно між 1645 та 1715 роками активність сонячних плям скоротилася до невеликої частки від звичайного рівня протягом тривалого періоду, який тепер називають мінімумом Маундера — найкраще задокументований «великий мінімум» в історичному записі сонячних плям, період, що збігся з незвично холодними зимами в деяких частинах Європи, хоча точний причинно-наслідковий зв'язок досі обговорюється дослідниками. Навіть нечисленні сонячні плями, які з'являлися в цей період, демонстрували незвично вузький малюнок «метелика», зосереджений у межах приблизно 15-20° від екватора, а не в типовому для нормального циклу діапазоні понад 28° — свідчення надзвичайно слабкого магнітного динамо протягом тих десятиліть.

Не всі групи сонячних плям однаково схильні до вивержень. Найскладніші в магнітному сенсі області — де північна та південна магнітні полярності тісно переплетені, а не чітко розділені — непропорційно відповідальні за великі спалахи та корональні викиди маси, детально розглянуті в інших розділах цієї вікі. Велика група сонячних плям не обов'язково є небезпечною; менша, але більш магнітно заплутана область може перевершити набагато більшу та простішу.