太陽黑子的數量在不規則的活動周期中快速地上升，然後緩緩地下降，雖然已知太陽黑子有十一年的周期變化，但也會有長的時間跨距。例如，從一九零零年至一九六零年（圖一），太陽極大期的黑子數量一直有著上升的趨勢，而從一九六零年迄今，則減退了一些。在過去的數十年，太陽黑子的活動明顯的高於過去平均的值，與它最相似的是八千年前的活動。

　從一九七九年起，當人造衛星測量的絕對輻射通量變得可用時，太陽黑子的數量與太陽輻射強度的關聯性跨越了周期。由於太陽黑子比周圍的光球暗，因此，期望更多的太陽黑子會導致太陽輻射降低和太陽常數的減少。但是，圍繞太陽黑子邊緣的光球區域亮度比平均的亮度更高，因此也更熱；整體來說，太陽黑子越多，太陽常數會增加，或太陽變得更亮。這種變化造成太陽黑子周期中的輸出有少許的變化，太陽常數的變化量大約是百分之零點一。黑子數量異常稀少的蒙德極小期出現在十七世紀的第二部份（大約從一六四五年至一七一五年），這一段時期與已知的小冰期中間最冷的一段時間吻合。

　一個發展完全的黑子由較暗的核（本影）和周圍較亮的部份（半影）構成，中間凹陷大約五百公里。黑子經常成對或成群出現，其中由兩個主要的黑子組成的居多。位於西面的叫做「前導黑子」，位於東面的叫做「後隨黑子」。一個小黑子大約有一千公里，而一個大黑子則可達二十萬公里（圖二）。

　儘管太陽黑子生成的細節仍是研究中的素材，但太陽黑子在可見光中看來是在太陽對流層中的磁通量管因為較差自轉而產生了纏繞（圖三）。如果管中的應力達到一定的極限，它們就會像橡膠帶一樣的捲起，並且刺穿太陽的表面。對流層在刺穿點受到抑制；它的能量通量和表面溫度都減少了。

　威爾遜效應告訴我們太陽黑子確實是表面沉陷的地區（圖四）。使用則曼效應的觀測顯示典型的太陽黑子進出對的磁場極性是相反的。從一個周期至下一個周期，前導黑子和後隨黑子（相對於太陽自轉）的磁性會從北；南變成南；北，然後在下個周期又再回覆，而且太陽黑子通常成群出現。

　太陽黑子本身可以分成兩個部份，中心的本影，是黑子最黑的部份，那兒的磁場幾乎是垂直（與太陽的表面正交）。環繞在周圍的半影，比較明亮，那兒的磁場也比較傾斜。磁力線通常是互相排斥的，因此，黑子應該會很快的潰散，但黑子的壽命一般都有兩個星期。來自太陽和太陽風層「蘇豪」探測器最近使用穿過太陽光球層的聲波觀測，發展出內部結構的詳細影像，顯示出在每個太陽黑子的下方有集中的磁力線形成強大的向下旋轉的渦流。太陽黑子類似於地球上的颱風，是自我成長的風暴。太陽黑子活動大約每十一年一個周期，在這個周期內黑子活動最高的時期被稱為極大期，黑子活動最低的時期稱為極小期。在周期的早期，黑子出現在較高的緯度，然後在接近極大期時，出現的緯度逐漸接近赤道：這稱為史波勒定律。（李志輝）◇