Galilée les a dessinées en 1610, débattant avec ses contemporains de ce qu'elles étaient réellement. Quatre siècles plus tard, les taches solaires sont l'un des phénomènes les plus anciennement suivis de manière continue en science — et toujours le meilleur indice visuel pour savoir d'où viendra la prochaine éruption solaire ou CME.

Les taches solaires sont des zones sombres temporaires sur la surface visible du Soleil, plus froides que la photosphère environnante d'environ 1 500 °C — assez chaudes pour briller, mais assez faibles par contraste pour paraître noires sur la surface plus brillante qui les entoure. Elles se forment là où des faisceaux de lignes de champ magnétique traversent la surface et suppriment localement le flux convectif normal de chaleur depuis l'intérieur, ce qui explique qu'elles soient plus froides plutôt que de véritables trous ou imperfections.

Une tache solaire comporte généralement deux parties : une ombre centrale plus sombre, où le champ magnétique est le plus concentré et vertical, entourée d'une pénombre plus claire, où les lignes de champ s'évasent vers l'extérieur selon un angle plus faible. Les taches solaires vont de petits pores de courte durée, vivant un jour, à des groupes tentaculaires qui peuvent persister, en tournant avec le Soleil, pendant plusieurs rotations solaires.

Les taches solaires sont suivies à l'aide du nombre de taches solaires (également appelé nombre de Wolf, d'après Rudolf Wolf, qui a standardisé la méthode en 1848) : R = k(10g + s), où g est le nombre de groupes distincts de taches, s est le nombre total de taches individuelles, et k est un facteur de correction tenant compte des différences entre observateurs et instruments. Combiner le nombre de groupes et le nombre de taches individuelles de cette manière permet de capturer à la fois l'étendue de l'activité et son intensité, en un seul chiffre quotidien.

Cela donne à la physique solaire un enregistrement continu exceptionnellement long — le nombre de taches solaires est suivi depuis les premières observations télescopiques en 1610, plus longtemps que presque toute autre mesure scientifique encore utilisée activement aujourd'hui, maintenu de nos jours par le World Data Center SILSO à Bruxelles.

Les groupes individuels de taches solaires sont catalogués par la NOAA sous forme de régions actives numérotées, écrites comme AR suivies d'un numéro (par exemple, AR3664, la région à l'origine de la supertempête de mai 2024, ou AR4366, une région « usine à éruptions » particulièrement prolifique du début 2026). La numérotation augmente simplement à mesure que de nouvelles régions sont identifiées, en redémarrant périodiquement, ce qui donne aux prévisionnistes et au public un raccourci cohérent pour suivre l'activité d'une région spécifique au cours des jours où elle reste face à la Terre.

Tracez la latitude de chaque groupe de taches solaires en fonction du temps sur un cycle solaire, et un motif distinctif apparaît : les taches du cycle sortant apparaissent plus près de l'équateur à mesure que le cycle s'essouffle, tandis que les taches du cycle entrant commencent à apparaître à haute latitude, parfois à 40° ou plus de l'équateur, avant de dériver vers l'équateur à mesure que le nouveau cycle mûrit. Traduit sur des cycles successifs, le motif qui se chevauche ressemble à une rangée d'ailes de papillon — d'où le nom, publié pour la première fois par l'astronome britannique E. Walter Maunder en 1904.

Le diagramme papillon reste l'un des résumés visuels les plus utiles pour savoir où en est un cycle : observer si les dernières régions actives apparaissent à haute ou basse latitude donne une idée approximative de si un cycle commence tout juste, est à son apogée, ou se termine.

Entre environ 1645 et 1715, l'activité des taches solaires s'est effondrée à une petite fraction de son niveau normal pendant une période prolongée maintenant appelée le minimum de Maunder — le « grand minimum » le mieux documenté dans l'enregistrement historique des taches solaires, et une période qui a coïncidé avec des hivers inhabituellement froids dans certaines parties de l'Europe, bien que la relation causale précise soit encore débattue parmi les chercheurs. Même les rares taches solaires qui sont apparues pendant cette période ont montré un diagramme papillon inhabituellement étroit, regroupé dans environ 15-20° de l'équateur plutôt que dans la plage de plus de 28° typique d'un cycle normal — preuve d'une dynamo magnétique sous-jacente particulièrement faible pendant ces décennies.

Tous les groupes de taches solaires n'ont pas la même probabilité d'éruption. Les régions les plus complexes magnétiquement — où les polarités magnétiques nord et sud sont étroitement imbriquées plutôt que nettement séparées — sont responsable de manière disproportionnée des éruptions majeures et des CME, traitées en détail ailleurs dans ce wiki. Un grand groupe de taches solaires n'est pas automatiquement dangereux ; une région plus petite mais magnétiquement plus emmêlée peut surpasser une région beaucoup plus grande et plus simple.