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太阳黑子（亦称日斑）是太阳光球上的临时现象，它们在可见光下呈现比周围区域黑暗的斑点。它们是由高密度的磁性活动抑制了对流的激烈活动造成的，在表面形成温度降低的区域。虽然它们的温度仍然大约有3000-4500K，但是与周围5,780K的物质对比之下，使它们清楚的显视为黑点，因为黑体（光球非常近似于黑体）的热强度（I）与温度（T）的四次方成正比。如果将黑子与周围的光球隔离开来，黑子会比一个电弧更为明亮。当它们在太阳表面横越移动时，会膨胀和收缩，直径可以达到80,000公里，因此在地球上不用望远镜也可以直接看见[1]。
激烈的磁场活动显示，太阳黑子会导致次一级的活动，像是冕圈和再联结事件。大多数的耀斑和日冕物质抛射都起源于可见到黑子群存在的磁场活能层域。相似的现象也在一些有着星斑的恒星上被直接观测到[2]。
太阳黑子很少单独活动，常是成群出现。黑子的活动周期为11.2年，活跃时会对地球的磁场产生影响，主要是使地球南北极和赤道的大气环流作经向流动，从而造成恶劣天气，使气候转冷。严重时会对各类电子产品和电器造成损害。
![2014年10月23日日食中的2192号太阳黑子[3]](#/media/File:Solar_eclipse_of_October_23_2014_start_of_partial.jpg)
太阳黑子的数量在不规则的11年周期中快速地上升，然后缓缓地下降，虽然已知太阳黑子有11年的周期变化，但也会有长的时间跨距。例如，从1900年至1960年，太阳极大期的黑子数量一直有着上升的趋势，而从1960年迄今，则减退了一些[4]。在过去的数十年，太阳黑子的活动明显的高于过去平均的值，与它最相似的是8,000年前的活动[5]。
从1979年起，当人造卫星测量的绝对辐射通量变得可用时，太阳黑子的数量与太阳辐射强度的关联性跨越了周期。由于太阳黑子比周围的光球暗，因此期望更多的太阳黑子会导致太阳辐射降低和太阳常数的减少。但是，围绕太阳黑子边缘的光球区域亮度比平均的亮度更高，因此也更热；整体来说，太阳黑子越多，太阳常数会增加，或太阳变得更亮。这种变化造成太阳黑子周期中的输出有少许的变化，太阳常数的变化量大约是0.1%（峰值到谷值的范围是1.3 W m−2，相较于太阳常数的平均值是1366 W m−2）[6][7]。黑子数量异常稀少的蒙德极小期出现在17世纪的第二部分（大约从1645年至1715年），这一段时期与已知的小冰期中间最冷的一段时间吻合。
对于太阳黑子群的分类有两种，分别是苏黎世/麦金托什太阳黑子分类与磁极性分类。前者通过太阳黑子的结构、复杂程度、大小进行分类，后者利用磁极性对其分类。
地层学的研究资料显示，太阳黑子的活动至少已经持续了数亿年；测量前寒武纪融冰层沉积的岩石，在厚度上不断重复的峰值，大约有着11年的间隔。人们认为早期的地球大气层对太阳辐射变化较现在比较敏感，并且在太阳黑子较活跃的年份会发生较多的冰川融化（和较粗的泥沙沉淀）[10][11]。
分析树木的年轮，亦可以取得明确与详细的太阳周期纪录：树轮年代学的资料、放射性碳的浓度可以追溯到11,400年前的太阳黑子活动，远远超出人类直接观测太阳四百年的太阳黑子活动纪录资料[5]。
留存下来最早的太阳黑子观测纪录来自公元前364年，出现在中国天文学家甘德的星表[12]。
在西方文化中，第一次明确的黑子记录出现在公元前300年古希腊泰奥弗拉斯托斯[13]。
中国在公元前140年前后成书的《淮南子》也有黑子的记载。《汉书·五行志》中对前28年出现的黑子记载则更为详尽，因为公元前28年，为皇帝工作的中国天文学家已经正式开始有规律的纪录太阳黑子[14]。
| “ | 三月乙未，日出黄，有黑气大如钱，居日中央。 | ” |
| ——《汉书》卷二十七下之下五行志第七下之下 | ||
公元807年3月17日，本尼迪克特的僧侣阿得尔姆斯（Adelmus）观察到一颗肉眼可见大黑子出现了8天；但是阿得尔姆斯错误的认为它观测到的是水星凌日的现象[15]。当查理曼在公元813年逝世时，太阳也出现了大黑子。伍斯特的约翰描述了1129年的黑子活动，同时艾维罗斯也提供了12世纪对太阳黑子的描述[16]；但是，这些观测都被误解为是行星凌日，直到1612年伽利略才给了正确的解释。
英国天文学家托马斯·哈里奥特和法里孙群岛的天文学家约翰内斯·法布里奇乌斯和大卫·法布里奇乌斯首先在1610年后期使用望远镜观察太阳黑子，并在1611年6月提出报告。稍后，伽利略才为在罗马的天文学家介绍黑子，而克里斯托夫·沙奈乐可能已经用他自己设计和改良的太阳望远镜观察太阳黑子两三个月了。随后引发优先权的的争议，因为不知道是伽利略还是沙奈乐先知道Fabricius的研究工作，但这是毫无意义且辛苦的工作。
太阳黑子在太阳系本质的辩论上有一些重要性。它们显示太阳在自转，并且它们出没的报导显示太阳会有所变化，这与亚里士多德的学说背道而驰。除了哥白尼的日心说，它们视运动的详细信息是很不容易解释的。
鲁道夫·沃夫试图对过去历史的循环和变化建立一个数据库，虽然对太阳黑子认真的观测和技术开始于1610年，但它的数据库只延伸到1700年。古斯塔夫·史波勒在稍后提出大约70年的周期，因为在1716年之前的黑子非常罕见，沃夫无力将周期扩展至17世纪。经济学家威廉姆·斯坦利·杰文斯认为太阳黑子周期和商业危机之间有所关连，他推想太阳黑子会影响地球的天气，接着影响到谷物，因此波及经济[17]。
基于史波勒的成果，蒙德后来提出太阳黑子在太阳表面上曾经完全消失不见，并在1700年代开始新的周期。17世纪后半期太阳黑子的记录非常罕见。仔细的研究发现问题不是缺乏观测资料，而是资料里混入了负面的观测结果。额外添加的观测也指出，在缺乏黑子的同一期间，极光的数量也同样的减少，甚至指出在1715年之前的日食也没有出现日冕。
在17世纪后半期，欠缺黑子的时期被称为蒙德极小期（1645年至1715年）。
太阳黑子数量的周期变化是海因利希·史瓦贝在1826年至1843年间的观测到的，并且导致沃夫从1848年开始有系统的进行观测。沃夫数是测量单独的黑子和黑子群数量的一种方法。此外，约瑟·亨利也在1848年将太阳黑子投影在银幕上和测量出太阳黑子的温度比周围的表面低[18]。
太阳黑子活动恢复后，海因利希·史瓦贝于1844年在"天文学的新闻"报告太阳黑子数量的周期性变化。
在1859年9月1日，太阳朝向地球辐射了一个威力强大的日珥，造成了所谓的卡灵顿事件。它中断了电报服务，和使得在南方的哈瓦那、夏威夷和罗马都能看见极光，在南半球也引发了相同的现象。
通过长期的观测，人们还发现太阳黑子在日面上的活动随时间变化的纬度分布也有规律性。一开始，几乎所有的黑子都分布在±30°的纬度内，太阳活动剧烈时，它往往出现在±15°处，并逐步向低纬度区移动，在±8°处消失。在上一个周期的黑子还没有完全消失时，下一个周期的黑子又出现在±30°纬度附近。如果以黑子的纬度为纵坐标，以时间为横坐标，绘出的黑子分布图很像蝴蝶，因而称作蝴蝶图或史波勒图。许多专家对蝴蝶图的含义进行了研究，但是直到现在还没有确定的结论。
2003年11月4日19:27（世界时刻），人造卫星观测到最强大的闪焰，测量的仪器值有长达11分钟的过饱和（破表）。据估计在R486这个区域产生的X光通量达到X28的等级。全息和目视的都显示即使转到了太阳背面，仍有明显的活动现象。
此外，根据最近的红外线谱线观测资料，认为太阳黑子的活动可能会消失，意味着新的极小期即将来临[19]。从2007年至2009年，太阳黑子的数量远低于平均值。在2008年，有73%的日子没有太阳黑子，即使对极小期而言也是很极端的。只有1913年能与之比拟，当年有85%的日子没有黑子。太阳继续这样的备受折磨，直到2009年12月中，才出现了一个在几年中最大的黑子群。但即使这样，太阳黑子的水准仍然低于正常的数值[20]。
在2006年，NASA预测下一个太阳黑子极大期大约在2011年，黑子的相对数在150至200之间（比第23周期强30-50%），接下来的第25周期会比较疲软（衰弱），大约出现在2022年[21][22]。这个预测未能成真。相反的，在2010年她应该是极大期附近的时间，太阳黑子周期仍然在极小值，显示太阳的活动非常低。
但在2011年，印度加尔各答科学教育研究所人员南迪（Dibyendu Nandi）提出了一个电脑模式，来说明太阳黑子消失的原因。这个模式研究了2008到2009年的现象，并考虑到太阳内部、太阳的磁力“发电机”、传递带以及太阳黑子重新充电并恢复浮力的方法等因素。结果发现，传递带将衰退的黑子拖进太阳核心进行充电，但此次过程进展太快，使黑子无法充份恢复生气，进而无法由太阳内部浮现表层。
一个发展完全的黑子由较暗的核（本影）和周围较亮的部分（半影）构成，中间凹陷大约500公里。黑子经常成对或成群出现，其中由两个主要的黑子组成的居多。位于西面的叫做“前导黑子”，位于东面的叫做“后随黑子”。一个小黑子大约有1000公里，而一个大黑子则可达20万公里。
尽管太阳黑子生成的细节仍是研究中的素材，但太阳黑子在可见光中看来是在太阳对流层中的磁通量管因为较差自转而产生了缠绕。如果管中的应力达到一定的极限，它们就会像橡胶带一样的卷起，并且刺穿太阳的表面。对流层在刺穿点受到抑制；它的能量通量和表面温度都减少了。
威尔逊效应告诉我们太阳黑子确实是表面沉陷的地区。使用则曼效应的观测显示典型的太阳黑子进出对的磁场极性是相反的。从一个周期至下一个周期，前导黑子和后随黑子（相对于太阳自转）的磁性会从北/南变成南/北，然后在下个周期又再回复，而且太阳黑子通常成群出现。
太阳黑子本身可以分成两个部分：
磁力线通常是互相排斥的，因此黑子应该会很快的溃散，但黑子的寿命一般都有两个星期。来自太阳和太阳风层探测器（SOHO）最近使用穿过太阳光球层的声波观测，发展出内部结构的详细影像，显示出在每个太阳黑子的下方有集中的磁力线形成强大的向下旋转的涡流。太阳黑子类似于地球上的台风，是自我成长的风暴。
太阳黑子活动大约每11年一个周期，在这个周期内黑子活动最高的时期被称为极大期，黑子活动最低的时期称为极小期。在周期的早期，黑子出现在较高的纬度，然后在接近极大期时，出现的纬度逐渐接近赤道：这称为史波勒定律。
沃夫数，显示各个周期太阳黑子的指数，最显著的是约11年的平均值。这个周期也表现在大多数其它观测到的太阳活动上，而且也与太阳磁场极性的变化周期有着紧密的联结。
乔治·海尔开启了现代对太阳黑子的认识，他建立了太阳磁场与黑子的联结。海尔认为太阳黑子的周期是22年，涵盖了两次太阳磁场的磁偶极转变。稍后，巴布科克（Horace W. Babcock）提出太阳外层的动力学模型。巴布科模型解释了磁场受到太阳自转扭曲造成的行为，描述了史波勒定律的原因以及其它的效应。
太阳黑子被地基天文台和地球轨道的太阳望远镜观测。这些望远镜除了使用各种不同的滤镜和相机，也使用投影技术直接观察影像。特殊的工具，像是分光镜和太阳单色光观测镜，用来检查太阳黑子和太阳黑子的地区。人工日食可以观测太阳圆周的边缘，并且观察黑子从边缘转出。
由于直接用眼睛观看太阳会使视力永久受损，业余观测太阳黑子通常使用投影法产生影像进行间接的观察，或是使用保护的滤色片。少部分很暗的玻璃滤镜，像是#14的焊接玻璃，是有效果的。在没有滤镜的情况下，可以直接将望远镜的目镜产生的影像投影到白色的屏幕上，就可以直接看见，甚至可以追踪，并追随太阳黑子的发展。特殊用途的Hα窄频滤镜，以及铝镀膜的玻璃衰减滤镜（由于极高的光学密度使它们的外观看起来有如镜子），可以在望远镜的前端提供保护，以通过目镜安全的观测。
无论能达到何种减光效果，业余的观测都不应该使用滤色片，除非那是专门用来观测太阳的。其它的滤色片不能提供适当的保护，在不可见光的频率范围，可能会导致眼睛受到伤害。当使用双筒镜或望远镜加上滤色片直接观测太阳时，要密切注意制造厂商的使用指导方针。通常，这些滤色片需要放置在仪器的物镜前方（远端），因为仪器所聚集的热会和光一样可能损坏放置在目镜端的滤色片，并且立即伤害到眼睛。安全的固定好滤色片，并且确定辅助的装置，像是导星镜也都有遮罩，因为它们所聚集的光与热也会造成危害。使用光学设备直接观看太阳表面是有一定的危险的，一定要具备这方面的知识和作好安全的预防措施。
由于和其他类型太阳活动间的关连性，太阳黑子可以预测太空气象和电离层的状态。因此，太阳黑子有助于预测短波电波传播或卫星通讯。
在1947年，杰拉尔德·克朗提出星斑是红矮星光度周期性变化的原因[2]。自1990年代中期，使用日益强大的科技观测星斑已经收集和产生越来越多且详细的资料：光度学显示星斑的成长和衰减有着类似太阳的循环行为；光谱学靠着分析则曼效应造成的谱线分裂，审查星斑区域的结构；多普勒影像显示有几颗恒星星斑的较差自转与分布和太阳的不同；谱线的分析测量星斑和恒星表面的温度范围。例如，在1999年，史崔斯梅尔报告在K型巨星三角座XX（HD12545）上的星斑只有3,500K，是温度最低的星斑，但与较温暖的4,800K星斑在一起[2][23]。
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