太陽光球上經常出沒的暗黑斑點，是太陽活動的基本標誌。
黑子的觀測和形態 關於太陽黑子，中國有世界上最早的觀測記錄。《淮南子·精神訓》有“日中有蹲鳥”的記載。《漢書·五行志》對於西元前28年出現的大黑子記載更詳：漢成帝河平元年“三月乙未，日出黃，有黑氣大如錢，居日中央”（據考證，“乙未”應為“己未”）。這條記錄不僅說明瞭黑子出現的日期，而且描述瞭黑子的形狀、大小和位置。。古代人觀察黑子全靠肉眼。1610年開始用望遠鏡觀測黑子。目前常規觀測黑子的目視方法：有的在望遠鏡上裝上專門觀測太陽用的目鏡（赫歇耳目鏡）；有的利用投影屏把太陽像投影在白紙上。采用太陽照相儀可經常拍攝太陽的像，以便精密測定黑子的面積和它們在日面上的移動狀況。此外，還可用光電方法和自動記錄儀直接測量黑子相對於鄰近光球的亮度和黑子內亮度的分佈，用分光儀觀測黑子的光譜，用磁場測量裝置研究黑子的磁場等等。
在太陽表面，黑子好象一個不規則的洞（圖1）。雖然看起來是暗黑的，但這隻是明亮的光球反襯的結果。一個大黑子能發出象滿月那麼多的光。充分發展的黑子是由較暗的核（本影）和圍繞它的較亮的部分（半影）構成的，形狀象一個淺碟，中間凹陷約500公裡。當黑子在日面的東邊緣剛剛出現，或在西邊緣將要消失時，離日面邊緣較遠一邊的半影寬度比靠近邊緣一邊的半影寬度縮減得更快些，這就是所謂威爾遜效應。
黑子經常成對或成群出現，復雜的黑子群由幾十個大小不等的黑子組成。小黑子的線度約1，000公裡，而大黑子的線度可達20萬公裡。大黑子有復雜的結構，其本影可以有幾個，而半影呈旋渦狀。有些黑子在分裂之前，出現穿越本影的亮橋。黑子群幾乎全部呈橢圓形，其長軸和日面的東西線成一小夾角，隨黑子所在的日面緯度的增加略有增大。
在日面上黑子出現的情況不斷變化，通常用沃爾夫數（黑子相對數）來表示黑子數隨時間的變化。通過對長期觀測資料的分析，發現黑子數年平均值的變化周期約為11年，同時黑子在日面緯度的分佈也以11年周期作規律性的變化（見太陽黑子周期）。
黑子從開始出現到消失，經歷一系列發展階段。黑子初出現時是一個小黑點，有時逐步發展成為四周密佈小黑子的極性相反的兩個大黑子，形成黑子群。根據黑子群的發展過程，可以分為幾個類型。現在廣泛采用的是蘇黎世天文臺提出的分類法。
黑子的物理狀態 黑子的光譜與光球類似，但由於黑子的溫度較低並有很強的磁場，所以在它的光譜中還有分子光譜帶和塞曼譜線分裂（見塞曼效應），在它的夫瑯和費線中，有一些譜線比光球弱，另一些則比光球強。例如氫巴耳末線減弱，而中性鈣CaIλ4227線和電離鈣CaⅡ的H、K線卻增強瞭。低電離電位的中性原子譜線在光球中不大出現，而在黑子中卻可以看到，如鋰、銣和銦的一些譜線。1909年發現半影夫瑯和費線有一定的位移，使譜線輪廓出現不對稱。經過測算，這種位移相當於每秒1～3公裡的徑向速度。因此認為在黑子（主要在半影）裡有物質沿著徑向運動，在下層有物質流出，而在上層則流入，即所謂埃費希德效應。在黑子中熱能的轉移與光球一樣，主要是依靠輻射來實現的。通過測量黑子的總輻射強度I(θ，0)0與寧靜光球的相應值I(θ，0)P，根據斯忒藩定律可算出黑子的有效溫度(TE)s：
，
式中
θ為總輻射強度與法線所成的角度，0表示光球邊界的光學厚度，（
T
E）
P為光球的有效溫度。當取（
T
E）
P為6，050K時，本影的有效溫度約為4，240K，而半影則為5，680K。此外，還可利用
生長曲線方法來確定黑子的
激發溫度，當取光球的激發溫度為5，040K時，黑子的激發溫度隻有3，900K。
黑子和光球都處於局部熱動平衡狀態，利用薩哈公式或生長曲線方法可求出黑子的電子壓力約為光球內的1/40～1/25，即約為0.64達因/厘米2，黑子內總壓力約8×104達因/厘米2。
黑子的模型，即溫度和壓力等物理參數隨深度的變化，可采用與求光球模型的類似方法得出。表列出的是綜合不同學者所得結果的平滑本影模型，其中τ5000表示對應於波長5000埃的光學厚度，Pe為電子壓力，Pg為總壓力（二者單位均為達因/厘米2），T為溫度(K)。
黑子本影模型
黑子的磁場和精細結構 1908年，海耳等首先根據光譜線的塞曼效應對黑子的磁場進行測量。由於在磁場中譜線的裂距Δλ與磁場強度H成正比，因此通過測量Δλ，利用塞曼公式便可求出磁場強度(見太陽磁場)。測量結果表明，黑子的磁場強度與其面積有關，小黑子的磁場強度約1，000高斯，而大黑子可達3，000～4，000高斯，甚至更高。
黑子磁場不是均勻的，其強度由中心向邊緣減小。對於一個單極黑子，磁場的分佈大致為： H(r)=H(0)(1+r2)2
式中H(0)為黑子中心場強，H(r)為離黑子中心r（以黑子半徑為單位）處的場強。在本影中心，磁力線走向大致沿著太陽半徑的方向，而在本影邊緣，磁力線與徑向成一傾角，到瞭半影邊緣磁力線大致與太陽表面平行。
黑子的磁場有極性，成對出現的黑子具有相反的磁極，磁力線從一個黑子表面出來，又進入另一黑子（圖2）。黑子的磁場不是穩定的，它隨時間而變化，這種變化對於太陽活動區的許多不穩定過程起著重要的作用。黑子磁場的強度變化大致有三種：①普通的，每小時改變0.4～18高斯；②快速的，每小時改變18～180高斯；③特快的，每小時變化超過180高斯。在太陽耀斑出現前後，曾觀測到黑子的磁通量的巨大變化。例如1959年7月16日質子耀斑發生前後，發現在活動中心整個強大的本影場強減少瞭2/3。又如1966年7月7日質子耀斑發生前夕，活動區的磁能(H2/8π)從7月4.3日的(1～2)×1032爾格增至7月6.4日的20×1032爾格，而在同一時間裡縱向場梯度從0.1高斯/公裡增至1.0高斯/公裡；在耀斑之後，磁場恢復到7月4日的數值。
近年來對黑子進行高分辨率觀測，發現黑子內存在精細結構。首先表現為黑子內磁力線隨深度有很強的扭轉和旋渦結構。其次是在暗黑的本影裡觀測到異常的活動，即存在本影點，其亮度與光球差不多，直徑約200公裡，壽命約25～60分鐘。目前關於本影點的性質仍不很清楚，可能是磁流體力學波能流通過本影時發生的現象。在本影裡還觀測到另一種活動現象，即本影閃耀。用CaⅡ的H、K線單色光觀測，本影閃耀是一種小而亮的移動結，壽命隻有50秒，直徑達到2，000公裡，以平均每秒40公裡的速度向半影移動。目前認為它們是由本影較低層向上傳播的磁聲波所產生。所有這些事實說明，用一個散開的磁力線“束”來表示黑子磁場結構的簡單模型已不大符合新的觀測結果。
黑子的本質 對於黑子的本質，目前還沒有肯定性的結論。關於黑子的變暗有兩種不同的看法。早在1941年比爾曼就首先提出：黑子的變暗是由於強磁場抑制光球深處熱量通過對流向上傳輸的作用造成的。1974年帕克提出的另一種看法是：黑子的變冷是由於非輻射能量傳輸的增強，把黑子中能量大量轉移到黑子之外所造成的。
關於黑子的形成問題，1961年H.W.巴佈科克作出如下解釋：在光球下面0.05太陽半徑內有一個偶極場，這個磁場凍結在太陽物質中，因而磁力線被太陽自轉所帶動。由於較差自轉，磁力線慢慢纏繞太陽本體，這時局部的不規則性（如氣體湍流）可造成磁力線管扭轉現象，這樣磁力線管的磁通量密度可達幾千高斯的數值。當磁壓達到或超過周圍氣壓時，磁力線管就獲得磁浮力並上升到表面，以拱狀浮現出來，形成可見的黑子（圖3）。
參考書目
R.J.Bray and R.E.Loughhead，Sunspots，Chapmanand Hall，London，1964.
R.Howard，Solar Magnetic Fields，IAU Symposium，No.43，D.Reidel Publ.Co.，Dordrecht，Holland，1971.