太陽黑子是在太陽的光球層上發生的一種太陽活動，是太陽活動中最基本，最明顯的活動現象。一般認為，太陽黑子實際上是太陽表面一種熾熱氣體的巨大漩渦，溫度大約為4500攝氏度。因為比太陽的光球層表面溫度要低1000到2000攝氏度，所以看上去像一些深暗色的斑點。太陽黑子很少單獨活動，常是成群出現。黑子的活動周期為11.2年，活躍時會對地球的磁場產生影響，主要是使地球南北極和赤道的大氣環流作經向流動，從而造成惡劣天氣，使氣候轉冷。嚴重時會對各類電子產品和電器造成損害。
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黑子的特性
一個發展完全的黑子由較暗的核（本影）和周圍較亮的部分（半影）構成，中間凹陷大約500千米。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1000千米，而一個大黑子則可達20萬千米。
太陽黑子的形成與太陽磁場有密切的關係。但是他到底是如何形成的，天文學家對這個問題還沒有找到確切的答案。
觀測曆史
世界上最早的太陽黑子的記錄是中國公元前140年前后成書的《淮南子》中記載的。《漢書·五行志》中對前28年出現的黑子記載則更為詳盡。
1840年代德國的一位業余天文學家發現了太陽黑子10─11年的周期變化規律。通過長期的觀測，人們還發現太陽黑子在日面上的活動隨時間變化的緯度分布也有規律性。一開始，幾乎所有的黑子都分布在±30°的緯度內，太陽活動劇烈時，它往往出現在±15°處 ，並逐步向低緯度區移動 ，在±8°處消失。在上一個周期的黑子還沒有完全消失時，下一個周期的黑子又出現在±30°緯度附近。如果以黑子的緯度為縱坐標，以時間為橫坐標，繪出的黑子分布圖很像蝴蝶，因而稱作蝴蝶圖或芒德圖。許多專家對蝴蝶圖的含義進行了研究，但是直到現在還沒有確定的結論。
太陽黑子的周期性
天文學家對黑子活動從1755年開始標號統計，1999年為第23個周期。
物理
太陽黑子的產生機制雖然仍處於研究階段，但大概知道太陽黑子和太陽磁場有頗大關係，由於太陽自轉速度在不同緯度有大細之別，在太陽赤道部份的自轉速度較兩極快，因此太陽的磁力線會打結，當磁力線之間的壓力達到一定水平，磁力線就會如橡皮圈一樣捲成一圈，並露出一部份在太陽表面。在磁力線穿越太陽表面的位置，對流較差，使得太陽內部傳到表面的能量減少，從而令溫度下降。
通過應用塞曼效應的觀察，典型成對出現太陽黑子是不同的磁極性。前後黑子的極性會在每個太陽周期對掉一次。黑子出現的位置按從史波勒定律，在太陽周期開結時，黑子在太陽的南北中低緯度地區(30-45度)慢慢接近太陽赤道地區。每一周期完結後，太陽黑子會重新在南北中低緯度地區出現。 太陽黑子有兩部份
- 本影:中心最黑的位於，磁力線大約垂直太陽平面，溫度約4000k。
- 半影:中心外團灰黑色的部份，磁力線較斜，溫度約5000k。
由於磁力線是互相排斥的，因此黑子也傾向散開，黑子通常在出現後兩星期就會消失。
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| 這張太陽黑子的光球盤面照片拍攝於黑子極大期的西元 2001 年，太陽黑子出現最頻繁的時期。照片中的太陽黑子可明顯看到較黑的本影，及其周圍的半影。 |
電場和磁場對運動中的帶電質點如質子或電子的作用力，稱為勞侖茲力，根據勞侖茲力公式可知，離子的運動會受磁場拘束。太陽黑子多時，發生閃燄、噴發日珥的機會就多，但太陽黑子少時，仍然會有日珥產生。地球上極光出現的頻率，也受到太陽黑子數目變化的影響。
日中有三足烏
太陽是不是天上一個穩定而完全不變的物體呢？事實上，太陽是一顆會改變的星體，它的表面持續改變著，而太陽活動最明顯的特徵就是太陽黑子。太陽黑子是太陽表面較冷而暗的區域，黑子的中心區域稱為本影，比起其邊緣的半影來說是較為黑暗的。太陽黑子平均大小大約是地球直徑的兩倍，並且可以持續存在一星期左右。太陽黑子常常成群地出現，一個較大的黑子群可以包含多達 100 個黑子，並且能持續存在於光球表面兩個月或更久。
太陽上有黑子，古時稱為金烏。直接用肉眼觀測太陽可能會傷害眼睛，必須十分小心。大型的太陽黑子有很大的面積，在夕陽西下的黃昏或旭日東升的早晨，或是因為雲層的減光而使太陽光輝暗淡時，就成了肉眼可觀察到的黑子了。早在西元前五世紀，中國人就用這種方法觀察到太陽黑子。因此，在沒有望遠鏡的時代，也有太陽黑子的觀察紀錄。例如，西漢劉安等集體編寫的《淮南子‧精神訓》中有「日中有踆烏」的記載，而東漢王充的《論衡‧說日篇》則提到「日中有三足烏」。
太陽黑子看起來暗，是因為它們比光球層冷的緣故。光球層的溫度大約是絕對溫度 5,800 度，而一個太陽黑子中心部分的溫度比正常表面低 1,500 度，所以較冷的黑子相形之下看起來黑暗。事實上，太陽黑子仍然有相當多的輻射。假設太陽被魔術般神奇地移去，而只留下太陽黑子，這黑子將發出明亮的光輝，並且會比滿月還亮。
伽利略的望遠鏡
西元 1610 年，伽利略把他的望遠鏡轉向太陽，發現太陽黑子是太陽表面非常普遍的現象。他的觀測結果顯示，太陽以某個周期繞著它的軸自轉，而這個周期從地球上看來大約是 27 天。從伽利略有望遠鏡以來的三、四百年，太陽黑子持續地被觀測。
如果天氣狀況許可，注意安全，小心地使用望遠鏡，每天持續觀察太陽光球盤面上的黑子，會發現太陽黑子會移動，這說明了太陽會自轉。太陽黑子在太陽赤道地區移動的角速度比在高緯度地區快，太陽的自轉周期，在赤道地區約 25 天，而在高緯度地區則可達 33 天。
黑子數量的周期性變化
德國業餘天文學家施瓦貝（ Heinrich Schwabe, 1789-1875）是位藥劑師，他於 1843 年公布他的發現：太陽黑子數目有時候極少、有時候極多，而每隔 11 年就會出現一次太陽黑子極大期。這是他在 17 年中幾乎逐日觀察太陽光球盤面之後的成果。
從西元 1700 年到西元 2005 年有約 28 個太陽黑子數目變化周期，因此可知太陽黑子數目的變化周期大約是 11 年。但實際上太陽活動周期並非完全是 11 年，在近代，這個周期可以短至 9 年，也可以長至 14 年。
當太陽進入活躍期的時候，待在外太空的太空人是比較危險的，人造衛星也是。太陽活動最頻繁時稱為太陽活動極大期（solar maximum），黑子大量地出現；太陽活動最寧靜時稱為太陽活動極小期（solar minimum），幾乎沒有黑子出現。最近的一次太陽黑子極大期發生於西元 2001 年。
目前的太陽處於第 23 個太陽黑子周期。國際上規定從西元 1755 年極小期起算太陽活動周期，因此第一個太陽黑子周期開始於西元 1755 年 3 月，結束於西元 1766 年 6 月。第 21 個太陽黑子周期開始於西元 1976 年 6 月，第 22 個周期開始於西元 1986 年 9 月，第 23 個周期則開始於西元 1996 年 5 月。西元 1700 年以後的 27 個太陽黑子極大期，平均有 100 顆左右的黑子，在極小期時則只有幾顆而已。
太陽的偶極磁場
聚集在太陽極區的日冕等離子體電漿，由起著側壁作用的磁場維持其流體靜力學平衡，而形成極羽，呈羽毛狀，在太陽活動極小期極羽特別明顯。極羽和磁力線的相似性說明太陽有極性磁場，並可據此畫出太陽的偶極磁場。太陽活動極大期時太陽磁場有逆轉的變化，擾動本身的磁場產生黑子，而弱化了其原有偶極磁場的強度，因此太陽黑子極大期時極羽不明顯。
太陽如地球一樣具有磁場，且有磁南極與磁北極之分，也如地球磁場一樣有逆轉的現象發生。根據 SOHO 太陽觀測衛星的資料，從 2000 年 3 月起，將近一個月的時間裡，太陽發生了「雙北極」（two North Poles）的現象。在這一段時間裡，太陽的磁南極逐漸衰弱，而在磁南極的位置上卻「浮出」了磁北極，使得太陽出現了「雙北極」的奇異現象。2000 年 5 月，太陽的磁南極再出現在其應該出現的位置。2001 年，太陽磁場完全翻轉，兩磁極的位置整個互換，直至今日。
太陽黑子極大期時，太陽偶極磁場會發生逆轉的現象，這時也是太陽表面活動最劇烈且頻繁的時候。
軌道脫離黃道面的「尤利西斯號」（Ulysses）太陽探測船，在 1994 ~ 1995 年第一次經過太陽的兩個極區，時逢太陽活動極小期。之後在 2001 ~ 2002 年再度經過太陽兩個極區，時逢太陽活動極大期。2006 年，太陽活動極小期再次發生的時間，「尤利西斯號」又會飛越太陽兩個極區。
太陽輻射
太陽黑子的 11 年周期變化與太陽紫外線輻射量的變化，有很大的相關性，在 200 nm 波段附近的變化量可達 6 ~ 8％，而這個波段對於地球臭氧層的形成很重要，這樣的變化量足以影響上部平流層的溫度。
怎樣測量太陽給地球的能量，即如何測量太陽常數（solar constant）？在 1837 年，英國的約翰．赫協爾（John Herschel，天王星發現者威廉．赫協爾的兒子）和法國的鮑伊萊（Claude Servais Mathias Pouillet, 1791-1868）試圖測量太陽所釋出的能量，他們估計在地球大氣層外、離太陽一個天文單位的位置上，每平方公分每分鐘所接收到的太陽熱量大約是 2 卡，人們就把這個數值稱作太陽常數。
太陽常數會隨著太陽黑子相對數而變化，大約 11 年的太陽黑子活動周期，會使得到達地球的陽光量相差約有 0.1％。目前的太陽常數是每平方公分每分鐘有 1.95 卡的輻射量，或是每平方公尺有 1,360 瓦特的太陽能。人造衛星的觀測資料顯示，太陽常數在最近的兩個太陽活動周期中，相較於它大概的平均值 1,366 W/m2，有 0.1％ 或是 1.8 W/m2 的變化。
平均而言，在太陽黑子極小期的西元 1986 年，人造衛星測得的太陽常數是每平方公尺 1,365.5 瓦特，而太陽黑子極大期的西元 1989 年，測得的是每平方公尺 1,367.3 瓦特，再一次的太陽黑子極小期的西元 1996 年，則又是每平方公尺 1,365.5 瓦特左右。太陽黑子少時，太陽常數較小，而太陽黑子多時，太陽常數則較大。太陽活動與太陽黑子數目多寡呈現正相關。
蒙德蝴蝶圖
依據太陽黑子相對數逐年的變化，太陽黑子周期開始於極小期，經歷過一個極大期，結束於鄰近的一個極小期，然後再繼續另一個 11 年的太陽黑子周期（施瓦貝周期）。
英國天文學家蒙德 （Walter Maunder, 1851-1928）發現，黑子的位置變化也有相同的周期。在周期開始時的極小期，黑子都出現在太陽緯度 30°N 或 30°S 的地方，後來黑子會逐漸靠近赤道。黑子極大期時，黑子則出現在 10°N ~ 20°N 或 10°S ~ 20°S 的太陽光球盤面上。周期結束前的黑子，則會出現在赤道附近。而新的下一個周期開始時，黑子會再次在 30°N 或 30°S 處出現。如此，每個 11 年的太陽黑子周期，就可以畫出一隻蝴蝶來。
太陽黑子磁場的變化
如果順著太陽自轉的方向看，成對出現的太陽黑子可分為在前的前導黑子及在後的尾隨黑子。在太陽北半球，如果前導黑子的磁場極性是Ｎ極，尾隨黑子的磁場極性就是Ｓ極；而在太陽南半球則相反，即前導黑子的磁場極性是Ｓ極，而尾隨黑子的是Ｎ極。在下一個周期中，太陽黑子群對的磁場極性會發生反轉，南北半球黑子群對的磁場極性互換。因此，在考慮磁場的因素時，黑子的周期就應該是 22 年。
太陽表面黑子群對的磁場極性反轉，發生於太陽黑子極小期的時候，也就是在太陽黑子數目變化新周期的開始時。像地球有全球性的偶極磁場，太陽也有全球性的偶極磁場，而太陽偶極磁場極性的反轉，則發生於太陽黑子極大期的時候。太陽表面黑子群對的磁場極性的反轉，與太陽全球性偶極磁場的反轉，有著相位差，並不是同時開始，但其磁場極性變化都同樣有著約 22 年的周期。
名詞解釋
臺北天文館：臺北市立天文科學教育館，簡稱臺北天文館，是設在臺北市的一所傳播天文知識的科教機構。它的前身是公會堂天文臺，創設於 1938 年（臺灣光復後，公會堂改稱為中山堂），是擁有一座四英寸折光式赤道儀的小型圓頂觀測臺。其後臺北市政府另在圓山新建天文臺，於 1963 年啟用。
圓山天文臺除平時開放供民眾參觀外，也進行太陽黑子等天文觀測業務，同時出版《太陽黑子觀測報告》等天文刊物，進而與世界各國天文臺合作交換觀測資料。有鑑於圓山天文臺的天象館已不敷運用，於是在士林區基河路興建大型天文科學教育館，已於 1997 年啟用，仍然繼續進行太陽黑子觀測及出版其觀測報告。
太陽黑子相對數：蘇黎世黑子相對數 Z = k(f + 10g)，g 是黑子群的數目，f 是黑子的總數，k 是觀測者的估計效率，或依觀測數據的品質而定出的常數。k 通常小於 1，因為目前觀測者使用的口徑都大於 8 公分，以口徑 8 公分的折射鏡，投影 10 公分直徑的太陽像觀測時，k 值應為 1。蘇黎世黑子相對數也稱為沃爾夫數（Wolf number）或簡稱黑子相對數（relative number）。
太陽常數：太陽常數的定義是在距太陽一天文單位處，與太陽光線方向垂直的單位面積在單位時間內所接收到的太陽總輻射能。在地球表面上的測量須考慮大氣影響和太陽距離季節變化的修正，太陽常數的值大約是每平方公分每分鐘 2 卡或每平方公尺 1.8 馬力。太陽常數隨太陽活動略有變化。
太陽黑子
黑子特性
至於太陽黑子的活動性根源是什麼？到目前為止，還沒有一個非常完善的理論可以來完美的解釋黑子的形成，但是已經可以發現有一個大而較簡化的模式來略加解釋，並而從中引導出舊理論，及之後新理論的建立。一般認為太陽黑子和其他活動性都起因於熱對流和各部份自轉速度不同。 可以設想在太陽上原來存在南北兩個磁極,在對流層裡面行成的經向磁場。太陽物質的不同部位以不同轉速運動(這稱為差動旋轉),赤道附近自轉較快靠近及區轉得較慢。於是“凍結”在太陽物質裡的磁力線就會逐步被拉長並環繞太陽,帶有緯向成分。經多次纏繞之後緯向成分愈來愈強。磁場強度與磁力線的密度成正比,在多次纏繞之後太陽物質裡的磁場基本變成緯向而且強度大為增加。磁力線之間互相有斥力,磁場加強時斥力愈來愈強。既然磁場“凍結”在太陽物質裡面,磁力線的斥力就給太陽物質加上一種膨脹壓力,通常稱為磁壓。在太陽內部對流層內,由於不均勻性,各處的氣體壓力並不完全相同,如果某處磁壓超過氣壓,這一團物質就會膨脹,結果會像水裡的氣泡一樣受到上浮力的作用向表面升起,最後連磁力線帶物質都冒出太陽表面。在磁力線集中穿過對流層頂部進入光球的地方就會形成黑子。在磁力線集中和穿入的部位形成的黑子分別為N極性和S極性。且赤道兩側的磁力線走向正好相反,所以在南半球和北半球形成的黑子對的極性也相反。
由左到右可見磁力線纏繞的情形，及南北半球黑子的極性相反。
◎ 太陽黑子週期約為11年：
§ 如果拿過去世界各地所觀測黑子的平均數目，對年份做圖，可以看出太陽黑子週期性的 變化。每一個黑子週期常可達13.3年，短則只有7.3年，平均10.8年。而現在最常被引用的太陽黑子週期為11年。
在一個太陽活動週期裡，黑子出現的位置會變化。率先在新週期出現的黑子位置往往在緯度約30度至35度之間，然後隨黑子數增加，出現的位置向低緯度區發展。待到大部份黑子都出現在10度至20度緯度區時，黑子數就開始減少，最後黑子都出現在靠近太陽赤道附近，數量也減到最低。這時下週期的黑子就在高緯度區出現，而它們的極性卻和即將結束的週期相反。黑子的緯度分布隨時間的變化畫在一張圖上有點像蝴蝶的翅膀，被稱為「蝴蝶圖 」。
Maunder蝴蝶圖
◎ Maunder蝴蝶圖是Maunder在1904年第一次建構此類型的圖而得名。
◎ Maunder蝴蝶圖是以年份為橫軸，以黑子出現的緯度為縱軸所畫出來的太陽黑子分布圖
◎ Maunder蝴蝶圖週期的成因：黑子首先在高緯度磁力線易纏繞扭曲的地方形成，然後低緯區的磁力線較慢扭曲成結，所以低緯區的黑子較晚形成。週期開始時黑子主要出現在南北緯 35°，週期結束時約在南北緯5°。
黑子的磁場週期
磁場週期：22年
§ 就一群黑子而言，先出現的黑子叫「前導黑子」，後出現的叫「後隨黑子」。
§ 成對的黑子磁場極性相反，磁力線從一個黑子穿出，進入另一個黑子。如果前導黑子是S極，後隨黑子就會是N極；前導黑子是N極，後隨黑子就是S極；且南、北半球黑子的磁性不同，北半球的前導黑子是N極，後隨黑子是S極時，南半球的前導黑子就是S極，後隨黑子是N極。同一週期裡的情況不變，在下一週期情況則相反。
§ 當磁場因差動旋轉而扭曲嚴重而破滅後，會重新組合，但此重新排列的方式使磁場極性顛倒，在新的週期磁場南北極性互換。所以若考慮磁場極性互換，則真正的完整週期應該是22年。
依照蘇黎世大學天文台的分類法，黑子共分為九類，各用一個大寫的英文字母為代表，依序為：
Ａ：單獨孤立的小黑子，少數會集結成群，沒有半影也沒有雙極性。
Ｂ：沒有半影，但具有雙極性的小黑子群。
Ｃ：有雙極性，且其中一極的主黑子有半影。
Ｄ：有雙極性，各極的主黑子均有半影，但其中一方的結構較簡單，且整群的寬度在太陽面的 東西方向上不超過10度。
Ｅ：大型有雙極性的黑子群，各極的主黑子均有半影，且黑子的結構較Ｄ型複雜，在主黑子間多數有小黑子存在，整群的寬度超過10度。
Ｆ：很大的雙極黑子，或比Ｅ型更為複雜的大黑子群，整群的寬度超過15度。
Ｇ：大型且具雙極性的黑子群，寬度超過10度，但在兩極的主黑子之間沒有小的黑子散佈。
Ｈ：無雙極性但主黑子有半影的黑子群，主黑子通常為圓形，且直徑大於2.5度，在周圍還有小黑子散佈著，有時也會出現複雜的結構。
Ｊ：無雙極性但主黑子有半影的黑子群，主黑子通常為圓形，但直徑小於2.5度，在周圍還有小黑子散佈著。
黑子的組成
黑子是由兩部份組成：本影〈umbra〉及半影〈penumbra〉。本影為黑子中心區暗黑的部分，面積約佔不到整個黑子的五分之一。本影周圍稍亮的區域叫半影， 面積比本影大的許多，而半影中間有許多細長的條紋。黑子多成不規則圓形，最小的直徑有一千六百公里，最大的則可到十六萬公里。黑子本影區常有閃耀的亮點，據認為是對流層向外傳播的波。本影區的都普勒效應還表明有物質外流，半影區的紋理也顯示物質由本影區向邊沿流動。黑子太陽南北兩半球都出現，存在的時間從幾天到數個月。多數黑子成群隨太陽自轉移過日面，每群黑子通常有前導黑子和後隨黑子之分，前者在自轉前方，存留時間較長，後者容易分裂並首先消失；前導黑子與後隨黑子極性相反，南北兩半球的黑子也是相反的極性。例如北半球的前導黑子為N極，後隨黑子為S極，此時，南半球之前導黑子便為S極，後隨黑子N極。
人們最早用肉眼觀察太陽黑子，1610年才開始用望遠鏡觀測。這次是用瑞典新研製的直徑近1米的世界第二大太陽望遠鏡觀測。結果顯示，耀斑持續了1小時之久，據專家分析，可能由於耀斑在磁場內持續的對流作用所致。半影寬度由以前150公里減少到現在的90公里。
儘管科學家還不能做出具體的解釋，但此次發現意義重大。紐約羅徹斯特大學(the University of Rochester in New York)太陽物理學家約翰-湯瑪斯(John Thomas)認為，觀測結果有助於構建有效的太陽黑子模型。模型所需要的太陽黑子磁場強度、傾角以及氣體流速度的資料，有望於2003年進一步確定。
黑子沃爾夫數的多少、面積的大小是表征太陽活動程度強弱的重要參量。觀測黑子就是為了得到這兩個參量。
由于太陽角直徑較大，發出的光很強，因而使用口徑不大的望遠鏡（口徑5～10CM），附加一個投影屏，就可以進行太陽黑子的投影觀測。折射或反射望遠鏡都可以用于這種觀測。想要得到一個穩定的日象，以便能在十幾分鐘或半小時內觀測太陽黑子的細節，需要望遠鏡配有赤道式的跟蹤裝置。投影日象直徑一般為8～10CM為好。
觀測方法：觀測前，調好儀器的平衡，保証望遠鏡在任一位置上都有良好的平衡狀態。當日光較強時，物鏡前加一光攔，以減弱日光。投影板上放上直徑為10CM圓的圖紙，找到日象，調節焦距，使其大小與10CM圓相吻合。當黑子本、半影都較清楚或日面邊緣輪廓較清晰時，認為焦距已調好。根據黑子的視運動方向，使圖紙上的東西線與其平行。東西線的校准，在儀器不跟蹤的條件下進行，務必定准確，因為量黑子的日面經度和日面緯度時，它是基本參考線。東西線校准后，讓儀器跟蹤太陽，若沒有跟蹤裝置，觀測者用手調節螺旋使日象與投影圖上的圓相合。用鉛筆描繪出黑子的數目和形狀，盡可能保持與日象上的細節一致。描繪時先畫本影，后畫半影。先輕描，看位置准確，再加深本影。全部描繪完畢，檢查一下，看是否遺漏了小黑子。最后記下觀測完畢的時刻，天氣狀況，地球大氣的穩定度和清晰度。
光球的照相觀測
黑子目視觀測確定的黑子數較照相法准確。照相法確定的黑子面積較目視描圖所測定的面積為准確。因為光球表面上有臨邊昏暗、米粒組織、光斑、黑子，黑子又有精細結構，彼此之間溫度互有差異，所以要求在同一照片上，上述各現象都呈清晰狀態，是不容易作到的。
拍攝光球象，常用兩種辦法。一種辦法是直接拍攝物鏡焦面處的光球象﹔另一種辦法是拍照經物鏡、目鏡後的投影光球象。前者將普通的135照相機，取掉它的物鏡，配以接口，將它裝到天文望遠鏡的目鏡處，拍攝焦面光球象。後者要求制作一暗箱和裝底片盒處，例如拍直徑10cm的光球象。為減弱太陽光，在物鏡前應加光闌，光闌直徑以不超過物鏡口徑的十分之三為好。底片選擇靈敏度不高、感光乳膠顆粒細的底片為宜，例如制作幻燈片用的底片。拍照時，加中性濾光片或黃色濾光片，選擇好的露光時間，就可得到良好的光球照片。一般露光時間選在1/100秒至1/500秒之間。為使用光球象片，測量目標的坐標（日面經度、緯度），要求 照片上同時拍上東西線的標記。對第一種拍照法，可在底片盒前裝一十字絲，依據黑子移動的方向，校准東西﹔對第二種方法可選用有十字絲的目鏡。
太陽黑子的光電觀測
如果天文愛好者有光度計，可測量太陽黑子相對於鄰近光球的亮度對比，也可以測量黑子內部亮度的分布。
這裡我們介紹用硫化鎘光敏電阻制成的光度計。當來自黑子的光照射到硫化鎘（CdS）光敏電阻時，光子被具有激發電子和空穴特性的CdS半導體物質吸收，載流子數目增加，光敏電阻值發生變化，從而使電路中電流發生變化，測定電流的大小就可求得黑子的亮度。用望遠鏡在投影屏上得到一個直徑為8cm或10cm的光球象，屏中心需有可通光的孔，屏前安裝一個可調光闌，一般此光闌可有如下半徑的圓孔（以mm為單位）：0.5,0.75,1.0,1.5,2.0,2.5,3.0。任一圓孔都能用一個轉動裝置調到屏的中央。來自黑子的光通過圓孔光闌，屏中心孔，投射到光敏電阻元件上，從檢流計上記錄下的電流值數，就可得到黑子的相對亮度。進行實測時，首先記錄下檢流計的零點讀數，然后按光球-黑子-光球的順序測電流值。
觀測太陽的初步就是觀測太陽黑子，要能清楚地看見黑子，必須使用望遠鏡，太陽光經過望遠鏡聚焦後，就如同經過放大鏡一樣，陽光會聚合產生高熱，對眼睛傷害極大，所以不能用眼睛直接的從望遠鏡觀測，須使用投影法，就是在望遠鏡的目鏡後面加裝一塊投影板，讓太陽在投影板上成像，然後在投影板上放上太陽黑子的記錄紙；目前中央氣象局天文站的黑子紀錄是把太陽投影成直徑10公分大小的影像，再用2H的鉛筆，把黑子所在的位置描繪下來，描繪時需注意黑子的本影和半影，務必確實地描繪，不可忽略或遺漏微小的黑子。
紀錄做好後，再依黑子的分類圖依次分類成A、B、C……J等型態，再計算該次紀錄的群數和個數，以及黑子所在太陽面的經緯度、方位角和所占太陽面的面積大小等資料，這樣才能算是完整的太陽黑子觀測紀錄。
注意事項
太陽黑子數量以十一年為週期增減。今年適逢太陽黑子極大期，正是觀測的好時機。不過由於太陽相當的亮，一不小心就可能會造成無法挽回的傷害。
所以在觀測之前，請千萬注意：在沒有任何保護措施之下，請不要以任一種透鏡類、會聚光的東西（包括：望遠鏡、相機等等）對著太陽，當然更不要以肉眼透過這些設備直視太陽喔！
保護措施
觀測太陽黑子時，首先要裝上能將太陽光減弱的濾鏡。
為攝影用途設計的太陽濾鏡，能將太陽光減至原來的1/10,000以下。若無法取得專業的太陽濾鏡，也可以用一般攝影用的ND (Neutral Density)鏡代替，不過需要同時使用多塊組合，才能將太陽光減弱至安全的觀測範圍。
上圖為裝置在望遠鏡筒前方的太陽濾鏡，除了減弱可見光，還隔離了大部分的紫
外線及紅外線，確保觀測的安全。
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