歷史
由天文愛好者拍攝的太陽黑子照片提出概念
1843年，施瓦貝發現黑子的消長有一個平均為10年的周期。1848年,R.沃爾夫提出太陽黑子相對數（用R表示）的概念，並利用歷史上積累下來的望遠鏡觀測的黑子資料，推算出上溯到1700年的黑子相對數的年平均值，從而進一步證明了太陽黑子活動確實存在著明顯的周期性，周期平均長度為11.1年，這就是眾所周知的太陽黑子11年周期。隨著對太陽活動研究的深入，又相繼發現了太陽黑子的22年周期和80年周期。目前，在繼續研究上述這些周期性質的同時，也在探索時間尺度上更短或更長的周期。必須指出，這裡所謂的周期並不是數學上的嚴格周期,而只是一種平均周期或稱為準周期。圖1表示從1700～1977年平均黑子相對數 R的值,它清楚表明太陽黑子的11年周期。曲線的高峰處稱為極大值或峰值，低谷處稱為極小值或谷值。相對應的年份稱極大年或峰年,極小年或谷年。按規定,以1755年開始的11年周期作為第一號，依次排列以後各個11年周期的號數。如圖所示，最短的周期為9年,而最長的周期為13.6年；最低的極大值為48.7，而最高的極大值為200.8。這反映出太陽黑子相對數的振動,既不同於嚴格的周期振動,也不同於隨機振動。一般認為,這種振動是一種隱周期振動，或稱帶擾動的周期振動。黑子相對數變化曲線有明顯的不對稱性，即上升期比下降期短。峰值越高，不對稱性越明顯。瓦爾德邁爾用兩個統計關係式來表示這種特性，即lg RM=2.58－0.14 T， 嘷=0.030 RM+3.0，式中 RM為峰值， T為上升期， 嘷是從極大年到相對數月平滑值為 7.5時的間隔時間。這種特性也可用另一公式表達：
公式
式中Μ和 m分別為極大年和極小年的年份,Δ R= RM－ Rm為極大值和極小值的差。當然，最理想的是用簡單的公式表達整個相對數曲線。最常用的一個公式是 R= Ft e，式中 F、 α、 b均為常數，隨每個11年周期而變； t為從極小年起算的時間變數。另外一種常用的公式是把相對數看作是一系列正弦波的迭加： R=∑ Ansin(2 πt/ Tn+ Hn。 n=1,2，…, N； An, Tn和 Hn分別為各次諧波的振幅、周期和初始位相角。太陽黑子周期同一系列地球物理、氣象、水文等現象有密切的聯繫(見日地關係)。目前，一致認為太陽的活動水平制約著這些現象的發生和演變。因此，黑子相對數的預報具有重要的實際意義。
表現
太陽黑子11年周期的另一顯著表現，是黑子群在日面緯度上的分布狀況具有規律性，這就是有名的斯玻勒定律（見黑子的日面分布）。太陽黑子22年周期是海耳在研究黑子群磁場極性分布時發現的，因此也稱為“磁周”或“海耳定律”,如圖2所示。隨著11年周期的交替,黑子群的極性也發生變換。同時,南北半球黑子群的極性也互相交替。這個規律直接反映著太陽磁場變動的奇特性質，有極其鮮明的物理意義。二十世紀中葉，格萊斯堡等又發現了太陽黑子80年周期。這個周期在75～100年之間變動,有人把它叫作世紀周期。對這樣長的周期而言，黑子相對數的資料積累時間就嫌短了。為了探討80年周期的某些性質，一般多藉助於邵夫利用古代黑子和極光的資料編制的長達 2,000多年的太陽活動序列。至於更長的周期或更短的周期，各種統計多不勝舉。有小於1年的，也有長達2,000年的周期。除上述的黑子11、22、80年周期外，天文學家還發現了太陽活動的蒙德極小期，但是它究竟是否存在，目前還沒有定論。
研究目標
太陽黑子周期的研究目標，是要搞清存在於太陽上的這種周期性的物理起因。為了解釋太陽黑子周期的某些特性，許多人提出各種模型和構想。歸納起來，有兩種互相對立的觀點。一種認為，太陽活動周期性的起因不在太陽內部，而在於太陽系內大行星對太陽的起潮力引起或者“觸發”了太陽活動。這種理論能夠說明太陽活動的平均周期等特性，對預報有一定價值。另一種則認為太陽活動周期性起因於太陽本身，是太陽對流層內的磁場和物質運動相互作用所決定的。這種構想意味著，針對太陽對流層內的具體物理狀況來同時求解流體力學方程和電磁學方程。遺憾的是，適合太陽對流層條件的方程解是否存在，目前還沒有定論。因此,這類理論,目前只能在某些簡化條件下作個別近似的描述。
