رسمها غاليليو في عام 1610، مجادلاً مع معاصريه حول ماهيتها. بعد أربعة قرون، تُعتبر البقع الشمسية واحدة من أقدم الظواهر التي تم تتبعها باستمرار في العلم — وما زالت أفضل دليل بصري على مصدر التوهج الشمسي أو الانبعاث الكتلي الإكليلي القادم من الشمس.

البقع الشمسية هي بقع داكنة مؤقتة على السطح المرئي للشمس، أبرد من الغلاف الضوئي المحيط بحوالي 1500 درجة مئوية — ساخنة بما يكفي لتتوهج، ولكنها خافتة بما يكفي لتبدو سوداء مقابل السطح الأكثر سطوعًا حولها. تتشكل حيث تخترق حزم خطوط المجال المغناطيسي السطح وتمنع محليًا التدفق الحراري الطبيعي من الأسفل، وهذا هو سبب كونها أبرد بدلاً من أن تكون ثقبًا أو عيبًا فعليًا.

تحتوي البقعة الشمسية عادةً على جزأين: ظِل مركزي أغمق، حيث يكون المجال المغناطيسي أكثر تركيزًا وعموديًا، محاطًا بـشبه ظِل أفتح، حيث تنتشر خطوط المجال إلى الخارج بزاوية أقل حدة. يتراوح حجم البقع الشمسية من مسام صغيرة قصيرة العمر تدوم يومًا واحدًا إلى مجموعات واسعة يمكن أن تستمر، وتدور مع الشمس، لعدة دورات شمسية.

يتم تتبع البقع الشمسية باستخدام رقم البقع الشمسية (يُسمى أيضًا رقم وولف، نسبة إلى رودولف وولف الذي وحد الطريقة في عام 1848): R = k(10g + s)، حيث g هو عدد المجموعات المميزة للبقع الشمسية، s هو العدد الإجمالي للبقع الفردية، وk هو عامل تصحيح يحسب الاختلافات بين المراقبين والأجهزة. يجمع حساب عدد المجموعات والبقع الفردية بهذه الطريقة بين مدى انتشار النشاط وشدته في رقم يومي واحد.

يعطي هذا مجال الفيزياء الشمسية سجلاً مستمرًا طويلًا بشكل غير عادي — تم تتبع عدد البقع الشمسية منذ أول ملاحظات تلسكوبية في عام 1610، أطول من أي قياس علمي آخر لا يزال قيد الاستخدام اليوم، وتديره حاليًا مركز البيانات العالمي SILSO في بروكسل.

تُصنف مجموعات البقع الشمسية الفردية بواسطة NOAA كمناطق نشطة مرقمة، تكتب كـ AR متبوعة برقم (على سبيل المثال، AR3664، المنطقة المسؤولة عن العاصفة الفائقة في مايو 2024، أو AR4366، منطقة "مصنع التوهجات" الغزيرة بشكل ملحوظ من أوائل عام 2026). يزداد الترقيم ببساطة مع تحديد مناطق جديدة، مع إعادة التشغيل دوريًا، مما يعطي المتنبئين والجمهور اختصارًا ثابتًا لتتبع نشاط منطقة معينة عبر الأيام التي تبقى فيها مواجهة للأرض.

ارسم خط عرض كل مجموعة من البقع الشمسية مقابل الوقت عبر دورة شمسية، وسيظهر نمط مميز: تظهر البقع من الدورة المنتهية بالقرب من خط الاستواء مع انحسار الدورة، بينما تبدأ البقع من الدورة الجديدة بالظهور عند خطوط عرض عالية، أحيانًا 40 درجة أو أكثر من خط الاستواء، قبل أن تنجرف نحو خط الاستواء مع نضوج الدورة الجديدة. عند رسمها على دورات متتالية، يشبه النمط المتداخل صفًا من أجنحة الفراشة — ومن هنا جاء الاسم، الذي نشره أول مرة عالم الفلك البريطاني إي. والتر موندر في عام 1904.

يظل مخطط الفراشة واحدًا من أكثر الملخصات البصرية فائدة لمعرفة موقع الدورة الحالية: مراقبة ما إذا كانت المناطق النشطة الأخيرة تظهر عند خطوط عرض عالية أو منخفضة يعطي فكرة تقريبية عما إذا كانت الدورة قد بدأت للتو، أو في ذروتها، أو في انحسار.

بين عامي 1645 و1715 تقريبًا، انهار نشاط البقع الشمسية إلى جزء صغير من مستواه الطبيعي لفترة ممتدة تُسمى الآن الحد الأدنى لموندر — أفضل "حد أدنى كبير" موثق في سجل البقع الشمسية التاريخي، وهي فترة تزامنت مع فصول شتاء باردة بشكل غير عادي في أجزاء من أوروبا، على الرغم من أن العلاقة السببية الدقيقة لا تزال موضع جدل بين الباحثين. حتى البقع الشمسية المتناثرة التي ظهرت خلال هذه الفترة أظهرت نمط فراشة ضيقًا بشكل غير عادي، متركزة ضمن نطاق 15-20 درجة من خط الاستواء بدلاً من النطاق الذي يزيد عن 28 درجة النموذجي في الدورة العادية — دليل على دينامو مغناطيسي أساسي ضعيف بشكل خاص خلال تلك العقود.

ليست كل مجموعات البقع الشمسية متساوية في احتمالية الانفجار. المناطق الأكثر تعقيدًا من الناحية المغناطيسية — حيث تكون الأقطاب المغناطيسية الشمالية والجنوبية متشابكة بإحكام بدلاً من أن تكون منفصلة بوضوح — مسؤولة بشكل غير متناسب عن التوهجات الكبرى والانبعاثات الكتلية الإكليلية، المغطاة بالتفصيل في مكان آخر من هذه الموسوعة. المجموعة الكبيرة من البقع الشمسية ليست تلقائيًا خطيرة؛ فمجموعة أصغر ولكنها أكثر تعقيدًا مغناطيسيًا يمكن أن تتفوق على مجموعة أكبر وأبسط بكثير.