Przejaw aktywności słonecznej – obszar w fotosferze Słońca ciemniejszy i chłodniejszy od tła, charakteryzujący się nieregularnym kształtem. Po raz pierwszy w Europie plamy słoneczne zaobserwował włoski uczony Galileo Galilei. Szwajcarski astronom Rudolf Wolf wprowadził system określania stopnia zaplamienia tarczy słonecznej. Miarą tą jest liczba Wolfa.
Plama słoneczna ma kształt płytkiego wgłębienia, którego dolna powierzchnia znajduje się kilkaset kilometrów poniżej fotosfery. Wiąże to się z występowaniem tam silnego pola magnetycznego, o natężeniu dochodzącym do 4 tysięcy erstedów.
Całkowicie ukształtowana plama posiada w środku jądro zwane cieniem (umbrą), które sprawia wrażenie czarnego koloru. Jądro otacza jaśniejszy obszar, złożony jakby z włókien i nazywany półcieniem (penumbrą). Półcień ma temperaturę o kilkaset stopni wyższą od cienia. Radialnie ułożone jasne i ciemne włókna otaczające cień plamy mają długość 5 000 – 7 000 km i szerokość 300-400 km. Poszczególne włókna żyją cokolwiek od 0,5 do 6 godz.
Początkowo plamy stanowią pory o średnicy około 2 500 km i w miarę rozwoju ich rozmiary może dochodzić nawet do 50 000 km. Wyjątkowo duże plamy mają średnicę ponad 100 000 km. Plamy słoneczne wydają się być bardzo ciemne w kontraście z resztą fotosfery, co wynika to z tego, że temperatura we wnętrzu plamy jest o 1 000 – 1 800 Kelwinów niższa od otoczenia.
Pierwsze plamy cyklu słonecznego pojawiają się przeważnie parami w dużych szerokościach heliograficznych (+/- 40 stopni). W maksimum aktywności słonecznej – na tarczy Słońca wówczas występuje najwięcej plam – plamy powstają w szerokościach +/- 20 stopni. Dalsze plamy pojawiają się w coraz mniejszych szerokościach, aż w końcu cyklu cała aktywność plamotwórcza koncentruje się blisko równika słonecznego. Jednocześnie w szerokościach +/- 40 stopni mogą pojawiać się już plamy kolejnego nowego cyklu.
Linie pola magnetycznego w cieniu plamy są prostopadłe do powierzchni plamy; w półcieniu kąt jest mniejszy. Drugi biegun pola magnetycznego najczęściej znajduje się w sąsiedniej plamie. Duże, rozbudowane grupy plam mają bardzo zróżnicowane i skomplikowane pola magnetyczne – ma to poważne konsekwencje przy powstawaniu rozbłysków chromosferycznych. W szczególności plamy mogą się dzielić i łączyć; łączenie się plam jest często przyczynną dużych rozbłysków.
Nie udaje się, korzystając z obecnej wiedzy na temat Słońca, w jednoznaczny sposób wyjaśnić mechanizm powstawania plam, ich stabilności, czy głębokości.
