Sluneční skvrny jsou tmavší, chladnější oblasti na povrchu Slunce. Vypadají malé, ale typická sluneční skvrna má zhruba velikost Země. Tma je kontrastní efekt. Sluneční skvrna je asi o 1 500 Kelvinů chladnější než okolní fotosféra, takže se proti jasnějšímu povrchu jeví tmavá. Pokud byste mohli vidět sluneční skvrnu samotnou, zářila by jasněji než úplněk.

Sluneční skvrny jsou způsobeny magnetickou aktivitou. Magnetické pole Slunce se zkroutí v důsledku rozdílné rotace jeho plazmy. Tam, kde je pole silné, potlačuje tok tepla zespodu a vytváří chladnější oblast. Sluneční skvrny se často vyskytují v párech s opačnou magnetickou polaritou. Jsou obklopeny jasnými oblastmi zvanými fakule, které jsou teplejší a aktivnější.

Počet slunečních skvrn roste a klesá v 11letém cyklu. V maximu sluneční aktivity je Slunce pokryto skvrnami a záblesky. V minimu sluneční aktivity je téměř beze skvrn. Tento cyklus ovlivňuje vesmírné počasí, zemské klima a jasnost Slunce. Maunderovo minimum, období s velmi malým počtem slunečních skvrn od roku 1645 do roku 1715, se shodovalo s obdobím globálního ochlazování zvaným malá doba ledová.

Galileo byl první, kdo pozoroval sluneční skvrny dalekohledem v roce 1610. Ukázal, že se nacházejí na povrchu Slunce, nikoli na obloze. Toto pozorování zpochybnilo myšlenku, že Slunce je dokonalé a neměnné.