L’activitat solar es manifesta en les 
tres capes observables del Sol: la fotosfera, capa més inferior i que de fet és el Sol que veiem, la cromosfera situada per sobre de la fotosfera, per observar-la cal recórrer a tècniques que consisteixen fonamentalment en eliminar la intensa llum procedent de la fotosfera, i finalment a la corona que és la part més externa i que s'estén fins una distància de molts radis solars. Des de la Terra, únicament es pot observar la corona a ull nu durant el breu període de totalitat dels eclipsis totals de Sol.
Una de les manifestacions més característiques de l’activitat solar són les taques solars, que apareixen sobre la superfície del Sol, varien de dia en dia i tenen una vida mitjana de entre dies i setmanes. Aproximadament cada onze anys el seu nombre passa per un màxim. Les taques solars són regions del Sol amb intensitats de camp magnètic milers de vegades més fort que el camp magnètic de la Terra. Degut al moviment de rotació del Sol sobre el seu eix, que té un període de 27 dies, aquestes taques apareixen pel limbe Est del Sol, passen pel seu meridià central, en línia recta Sol-Terra, i desapareixen finalment pel llindar Oest, si la seva vida és suficientment llarga. Les taques solars apareixen com a zones fosques sobre la superfície del Sol. La zona interior acostuma a ser més fosca i es diu ombra, mentre que la part exterior sol ser menys fosca i es diu penombra. La temperatura, en els centres foscos de les taques solars, disminueix fins a uns 3.700º K (en comparació amb els 5700º K per a la fotosfera circumdant).
L’activitat solar presenta una periodicitat d’aproximadament 11 anys, encara que pot variar entre 8 i 15 anys. El cicle d'onze anys fou determinat per primera vegada per l'astrònom Heinrich Schwabe cap al 1843. Els cicles de Schwabe es numeren a partir del màxim de 1761.
A l’Observatori de l’Ebre, cada
dia que les condicions meteorològiques ho permeten, es fotografia la fotosfera amb un telescopi Zeiss APQ 150/1200, amb una resolució de 0.7 segons d’arc, sobre muntura equatorial i una càmera digital. Al maig de 2017 es va procedir a substituir l’antiga càmera DALSA CA D4 per una IDS de 2048 x 2048 pixels, amb una mida de pixel de 5.5 x 5.5 μm, i una àrea útil del sensor de 11.26 mm2. A més, es va instal·lar una lent fotocompressora. Aplicant un algorisme de tractament digital d’imatges desenvolupat al centre (Curto et al. 2008), es determina el nombre de grups i taques solars. Per a cada taca es mesuren entre d’altres, el nombre de pixels que ocupa, la seva àrea en milionèsimes d’hemisferi, i la seva intensitat (el nivell de gris). Per als grups, es mesura la seva latitud i longitud heliogràfica, l’àrea, el nombre de taques que el composen, així com el tipus de grup segons la classificació de Zurich. A més, es fixa un paràmetre de qualitat de la fotografia que varia entre 1 i 5.
Finalment s’obté l'índex d'activitat solar conegut com Nombre de Wolf (W), que es calcula en base al nombre de grups (G) i taques (t) (W=10 G + t). Aquesta fórmula indica que l'aparició d’un grup coherent de taques (una regió activa) és molt més important que afegir unes taques més a un grup ja existent. Aquestes dades es comuniquen al Solar Influences Data Analysis Center (SIDC) de Brussel·les, i es publiquen en els nostres butlletins online. Una representació detallada, en el diagrama de papallona, de la latitud dels grups de taques solars permet deduir que aquests no apareixen en posicions aleatòries sobre la superfície solar, sinó que es concentren en dues bandes al voltant de l’equador. Aquest fet també es visible en aquesta animació on es visualitza l’evolució de les taques solars durant l’any 2013.
