Galileo los dibujó en 1610, discutiendo con sus contemporáneos sobre qué eran realmente. Cuatro siglos después, las manchas solares son uno de los fenómenos más antiguos registrados continuamente en la ciencia, y siguen siendo la mejor pista visual individual sobre de dónde provendrá la próxima llamarada solar o CME.

Las manchas solares son parches oscuros temporales en la superficie visible del Sol, más frías que la fotosfera circundante en aproximadamente 1500 °C — lo suficientemente calientes para brillar, pero lo suficientemente tenues en contraste para verse negras contra la superficie más brillante que las rodea. Se forman donde haces de líneas de campo magnético atraviesan la superficie y suprimen localmente el flujo convectivo normal de calor desde el interior, por lo que son más frías en lugar de ser un agujero o imperfección real.

Una mancha solar típicamente tiene dos partes: una umbra central más oscura, donde el campo magnético está más concentrado y es vertical, rodeada por una penumbra más clara, donde las líneas de campo se extienden hacia afuera en un ángulo más superficial. Las manchas solares varían desde poros pequeños y efímeros que duran un día hasta grupos extensos que pueden persistir, girando con el Sol, durante múltiples rotaciones solares.

Las manchas solares se rastrean mediante el número de manchas solares (también llamado número de Wolf, en honor a Rudolf Wolf, quien estandarizó el método en 1848): R = k(10g + s), donde g es el número de grupos distintos de manchas solares, s es el número total de manchas individuales, y k es un factor de corrección que tiene en cuenta las diferencias entre observadores e instrumentos. Combinar el conteo de grupos y de manchas individuales de esta manera captura tanto la extensión de la actividad como su intensidad, en una sola cifra diaria.

Esto le da a la física solar un registro continuo inusualmente largo — el conteo de manchas solares se ha rastreado hasta las primeras observaciones telescópicas en 1610, más largo que casi cualquier otra medición científica aún en uso activo hoy en día, mantenido actualmente por el World Data Center SILSO en Bruselas.

Los grupos individuales de manchas solares son catalogados por la NOAA como regiones activas numeradas, escritas como AR seguidas de un número (por ejemplo, AR3664, la región detrás de la supertormenta de mayo de 2024, o AR4366, una región notablemente prolífica como "fábrica de llamaradas" de principios de 2026). La numeración simplemente aumenta a medida que se identifican nuevas regiones, reiniciándose periódicamente, proporcionando a los pronosticadores y al público una abreviatura consistente para rastrear la actividad de una región específica a lo largo de los días que permanece orientada hacia la Tierra.

Graficando la latitud de cada grupo de manchas solares a lo largo de un ciclo solar, surge un patrón distintivo: las manchas del ciclo saliente aparecen más cerca del ecuador a medida que el ciclo disminuye, mientras que las manchas del ciclo entrante comienzan a aparecer en latitudes altas, a veces a 40° o más del ecuador, antes de derivar hacia el ecuador a medida que el nuevo ciclo madura. Trazado a lo largo de ciclos sucesivos, el patrón superpuesto se asemeja a una fila de alas de mariposa — de ahí el nombre, publicado por primera vez por el astrónomo británico E. Walter Maunder en 1904.

El diagrama de mariposa sigue siendo uno de los resúmenes visuales más útiles de dónde se encuentra un ciclo actualmente: observar si las últimas regiones activas están apareciendo en latitudes altas o bajas da una lectura aproximada de si un ciclo está comenzando, en su punto máximo o disminuyendo.

Entre aproximadamente 1645 y 1715, la actividad de las manchas solares colapsó a una pequeña fracción de su nivel normal durante un período prolongado ahora llamado Mínimo de Maunder — el "mínimo grande" mejor documentado en el registro histórico de manchas solares, y un período que coincidió con inviernos inusualmente fríos en partes de Europa, aunque la relación causal precisa aún es debatida entre los investigadores. Incluso las escasas manchas solares que aparecieron durante este período mostraron un patrón de mariposa inusualmente estrecho, agrupado dentro de aproximadamente 15-20° del ecuador en lugar del rango de más de 28° típico de un ciclo normal — evidencia de un dínamo magnético subyacente especialmente débil durante esas décadas.

No todos los grupos de manchas solares son igualmente propensos a erupcionar. Las regiones magnéticamente más complejas — donde las polaridades magnéticas norte y sur están estrechamente entrelazadas en lugar de separadas limpiamente — son desproporcionadamente responsables de las principales llamaradas y CME, cubiertas en detalle en otra parte de esta wiki. Un grupo grande de manchas solares no es automáticamente peligroso; una región más pequeña pero magnéticamente más enredada puede superar a una mucho más grande y simple.