Данное явление образует темные зоны на Солнце. Температура таких солнечных пятен снижена приблизительно на 1500 К (Кельвин - в международной системе единиц или СИ, одна из семи главных единиц и считается единицей термодинамической температуры) в отличие от соседних зон фотосферы.
Они видны на диске Солнца подобно темным пятнам при помощи оптических приборов, а при обнаружении объемных пятен, вовсе легко заметить без них. Также, они характеризуют сферу выхода в фотосферу явных магнитных полей, составляя примерно несколько тысяч гаусс.
Затемнение фотосферы вызвано конвективным движением материи, которое удерживает магнитное поле и в этой сфере снижает постоянное перемещение тепловой энергии.
Одним из основных параметров солнечной магнитной активности является численность пятен на Солнце и в совокупности число Вольфа.
Холодные звезды, относящиеся к классу К и холоднее встречаются пятна гораздо максимального участка, чем на самом Солнце.
Впервые такие пятна наблюдались в 800 г. до н.э, в Китае, а запечатлены были уже в 1128 году Иоанном Вустерским. Затрагивание солнечных пятен относится ко второй половине XIV в. в древнерусской литературе, в Никоновских хрониках.
Эпоха изучения приспособлениями Солнца зарождается в 1610 году. Телескоп и его особая форма (гелиоскоп) дал более детально изучить солнечные пятна таким известным ученым, как Кристофу Шейнеру, Томасу Хэрриоту, Галилею и Йоханнесу Фабрициусу.
Шейнер считал, что они проходят перед Солнцем, как планеты, но Галилео первым понял то, что солнечные пятна относятся к солнечной структуре. Вывод Галилео предоставил вычислить период Солнца и открыть его вращение. Однако не факт, что первые издания и наблюдения относятся кому-то из них.
Объемные темные пятна необходимо наблюдать днем при явной дымке и на закате Солнца.