Słońce jest gwiazdą zmienną. Trudno to zauważyć w świetle widzialnym, ale już w ultrafiolecie jego jasność potrafi w kilkanaście minut nawet tysiąckrotnie wzrosnąć lub zmaleć. Jeszcze silniejsze wahania obserwuje się w zakresie rentgenowskim i radiowym. Cykliczność tych z pozoru chaotycznych zmian można dostrzec dopiero po ich uśrednieniu w skali tygodnia (a jeszcze lepiej miesiąca). Odpowiada ona ogólnie znanemu, mniej więcej 11-letniemu, cyklowi aktywności Słońca, którą zazwyczaj mierzy się liczbą plam słonecznych.
Pierwsze szczegółowe opisy plam, sporządzone niemal 400 lat temu, zawdzięczamy Galileuszowi oraz angielskiemu matematykowi i astronomowi Thomasowi Harriotowi. Systematyczne obserwacje rozpoczęto w połowie XVIII w., ale na odkrycie cykliczności w zmianach liczby plam trzeba było czekać do 1843 r., gdy zauważył ją niemiecki astronom Heinrich Schwabe. Pierwszy dobrze udokumentowany cykl słoneczny rozpoczął się w marcu 1755 r. i skończył w czerwcu 1766 r. Obecny, XXIV z kolei, jest na początku fazy wzrostowej.
Magnetyczna aktywność
Plama to obszar koncentracji słonecznych pól magnetycznych. Przeciętne plamy są chłodniejsze o ok. 1500 st. od otoczenia, a czas ich życia wynosi mniej więcej dwa tygodnie (te największe bywają widoczne nawet miesiącami). Pierwsze plamy nowego cyklu ukazują się wyłącznie w pośrednich szerokościach heliograficznych (około ±40 stopni). Kolejne pojawiają się coraz bliżej równika, przy czym we wzrostowej fazie cyklu ich liczba rośnie, zaś w schyłkowej – maleje. Ostatnie plamy starego cyklu widać tuż przy równiku; nierzadko jednocześnie z oddalonymi od niego pierwszymi plamami następnego cyklu.