Aktywność słoneczna – zmiany zachodzące w atmosferze Słońca, powodujące fluktuacje poziomu emitowanego przez gwiazdę promieniowania elektromagnetycznego, w tym światła, które dociera do Ziemi (zob. stała słoneczna) oraz strumienia cząstek naładowanych, wysyłanych przez Słońce w postaci tzw. wiatru słonecznego. Powoduje zmiany liczby i rozmieszczenia plam słonecznych oraz pochodni na poziomie fotosfery, rozbłysków i protuberancji obserwowanych na tle chromosfery, a także koronalnych wyrzutów masy powstających w koronie słonecznej.
Jasność Słońca monitorowana jest poprzez satelity – SORCE oraz TIMED (Thermosphere Ionosphere Mesosphere Energetics and Dynamics). Laboratoria te mierzą całkowitą irradiancję Słońca (stałą słoneczną), a także rejestrują aktualne zmiany w widmie gwiazdy. Także z tych pomiarów wynika, że emisja promieniowania w zakresie ultrafioletu zmienia się w widoczny sposób w różnych fazach cyklu jedenastoletniego, zaś sumaryczna wielkość emitowanego promieniowania zmienia o około 0,1% od wielkość stałej słonecznej, której wartość średnia jest równa 1366,1 W/m².
Cykl aktywności słonecznej
Podstawowy okres zmian aktywności słonecznej wynosi średnio około 11 lat, zaś najbardziej popularną miarą tej zmienności jest tzw. liczba Wolfa, opisana wzorem
R
=
(
10
g
+
p
)
k
,
{\displaystyle R=(10g+p)k,}
gdzie:
R – liczba Wolfa,
p – łączna liczba plam obserwowanych na widocznej półsferze Słońca,
g – obserwowana w tym samym czasie liczba grup plam,
k – współczynnik zależny od użytego instrumentu, służący do porównywania wyników różnych obserwatoriów.Obszar występowania plam, określony przez szerokość heliograficzną, przedstawia się na tzw. diagramie motylkowym.
