La actividad solar se manifie
sta en las tres capas observables del Sol: la fotosfera, capa más inferior y que de hecho es el Sol que vemos, la cromosfera, situada por encima de la fotosfera, para observarla es necesario recurrir a técnicas que consisten fundamentalmente en eliminar la intensa luz procedente de la fotosfera, y finalmente en la corona que es la parte más externa y que se extiende hasta una distancia de muchos radios solares. Desde la Tierra, la corona únicamente se puede observar a simple vista durante el breve periodo de totalidad de los eclipses totales de Sol.
Una de les manifestaciones más características de la actividad solar son las manchas solares, que aparecen sobre la superficie del Sol, varían de día en día y tienen una vida media entre días y semanas. Aproximadamente cada once años su número pasa por un máximo. Las manchas solares son regiones del Sol con intensidades de campo magnético miles de veces más fuerte que el campo magnético de la Tierra. Debido al movimiento de rotación del Sol sobre su eje, que tiene un periodo de 27 días, estas manchas aparecen por el limbo Este del Sol, pasan por su meridiano central, en línea recta Sol-Terra, y desaparecen finalmente por el Oeste, si su vida es suficientemente larga. Las manchas solares aparecen como zonas oscuras sobre la superficie del Sol. La zona interior acostumbra a ser más oscura y se llama umbra, mientras que la parte exterior suele ser menos oscura y se llama penumbra. La temperatura, en los centros oscuros de las manchas solares, disminuye hasta unos 3.700º K (en comparación con los 5700º K de la fotosfera circundante).
La actividad solar presenta una periodicidad de aproximadamente 11 años, aunque puede variar entre 8 y 15 años. El ciclo de once años fue determinado por primera vez por el astrónomo Heinrich Schwabe en 1843. Los ciclos de Schwabe se numeran a partir del máximo de 1761.
En el Observatorio del Ebro, cada 
día que las condiciones meteorológicas lo permiten, se fotografía la fotosfera con un telescopio Zeiss APQ 150/1200, con una resolución de 0.7 segundos de arco, sobre montura ecuatorial y una cámara digital. En mayo de 2017 se substituyó la antigua cámera DALSA CA D4 por una IDS de 2048 x 2048 pixeles, con un tamaño de pixel de 5.5 x 5.5 μm, y un área útil del sensor de 11.26 mm2.También se instaló una lente fotocompresora. Aplicando un algoritmo de tratamiento digital de imágenes desarrollado en el centro (Curto et al. 2008), se determina el número de grupos y manchas solares. Para cada mancha se mide, entre otros parámetros, el número de pixeles que ocupa, su área en millonésimas de hemisferio, y su intensidad (el nivel de gris). Para los grupos, se mide su latitud y longitud heliográfica, el área, el número de manchas que lo componen, así como el tipo de grupo según la clasificación de Zúrich. Además, se fija un parámetro de calidad de la fotografía que varía entre 1 y 5.
Finalmente se obtiene 
el índice de actividad solar conocido como Número de Wolf (W), que se calcula en base al número de grupos (G) y manchas (t) (W=10 G + t). Esta fórmula indica que la aparición de un grupo coherente de manchas (una región activa) es más importante que añadir unas manchas más a un grupo ya existente. Estos datos se comunican al Solar Influences Data Analysis Center (SIDC) de Bruselas, y se publican en los boletines online. Una representación detallada, en el diagrama de mariposa, de la latitud de los grupos de manchas solares permite deducir que éstos no aparecen en posiciones aleatorias sobre la superficie solar, sino que se concentran en dos bandas alrededor del ecuador. Este hecho también pude apreciarse en esta animación en la que se muestra la evolución de las manchas solares durante el año 2013.
