Galileo li disegnò nel 1610, discutendo con i contemporanei su cosa fossero esattamente. Quattro secoli dopo, le macchie solari sono uno dei fenomeni più antichi monitorati ininterrottamente nella scienza — e ancora il singolo miglior indizio visivo per capire da dove arriverà il prossimo brillamento o CME del Sole.

Le macchie solari sono macchie scure temporanee sulla superficie visibile del Sole, più fredde della fotosfera circostante di circa 1.500 °C — abbastanza calde da brillare, ma abbastanza deboli in contrasto da apparire nere rispetto alla superficie più luminosa intorno. Si formano dove fasci di linee di campo magnetico irrompono attraverso la superficie e sopprimono localmente il normale flusso convettivo di calore dal basso, motivo per cui sono più fredde, non un vero buco o imperfezione.

Una macchia solare ha tipicamente due parti: un'ombra centrale più scura, dove il campo magnetico è più concentrato e verticale, circondata da una penombra più chiara, dove le linee di campo si aprono a ventaglio con un angolo più basso. Le macchie solari vanno da piccoli pori di breve durata (un giorno) a gruppi estesi che possono persistere, ruotando con il Sole, per più rotazioni solari.

Le macchie solari vengono monitorate usando il numero di macchie solari (chiamato anche numero di Wolf, da Rudolf Wolf, che standardizzò il metodo nel 1848): R = k(10g + s), dove g è il numero di gruppi distinti di macchie, s è il numero totale di singole macchie, e k è un fattore di correzione che tiene conto delle differenze tra osservatori e strumenti. Combinando il conteggio dei gruppi e quello delle singole macchie in questo modo si cattura sia quanto diffusa sia l'attività sia quanto è intensa, in un unico dato giornaliero.

Ciò fornisce alla fisica solare una registrazione continua insolitamente lunga — il conteggio delle macchie solari è stato seguito fin dalle prime osservazioni telescopiche nel 1610, più a lungo di quasi qualsiasi altra misurazione scientifica ancora in uso oggi, mantenuta attualmente dal World Data Center SILSO a Bruxelles.

I singoli gruppi di macchie solari sono catalogati dalla NOAA come regioni attive numerate, scritte come AR seguite da un numero (ad esempio, AR3664, la regione alla base della supertempesta del maggio 2024, o AR4366, una regione notevolmente prolifica 'fabbrica di brillamenti' dell'inizio del 2026). La numerazione aumenta semplicemente man mano che vengono identificate nuove regioni, riavviandosi periodicamente, fornendo a previsori e pubblico una abbreviazione coerente per tracciare l'attività di una specifica regione nei giorni in cui rimane rivolta verso la Terra.

Tracciando la latitudine di ogni gruppo di macchie solari nel tempo attraverso un ciclo solare, emerge uno schema distintivo: le macchie del ciclo in uscita appaiono più vicine all'equatore mentre il ciclo si attenua, mentre le macchie del ciclo in arrivo iniziano ad apparire a latitudini elevate, a volte 40° o più dall'equatore, prima di spostarsi verso l'equatore man mano che il nuovo ciclo matura. Tracciate su cicli successivi, lo schema sovrapposto assomiglia a una fila di ali di farfalla — da qui il nome, pubblicato per la prima volta dall'astronomo britannico E. Walter Maunder nel 1904.

Il diagramma a farfalla rimane uno dei riassunti visivi più utili per capire dove si trova un ciclo: osservare se le ultime regioni attive appaiono ad alta o bassa latitudine dà un'indicazione approssimativa se un ciclo è appena all'inizio, al suo picco o in fase di attenuazione.

Tra circa 1645 e 1715, l'attività delle macchie solari crollò a una piccola frazione del suo livello normale per un lungo periodo ora chiamato Minimo di Maunder — il 'grande minimo' meglio documentato nella storia delle macchie solari, e un periodo che coincise con inverni insolitamente freddi in alcune parti d'Europa, sebbene la precisa relazione causale sia ancora dibattuta tra i ricercatori. Anche le poche macchie solari che apparirono durante questo periodo mostrarono uno schema a farfalla insolitamente stretto, raggruppate entro circa 15-20° dall'equatore invece del tipico intervallo oltre 28° di un ciclo normale — prova di una dinamo magnetica sottostante particolarmente debole durante quei decenni.

Non tutti i gruppi di macchie solari hanno la stessa probabilità di eruttare. Le regioni magneticamente più complesse — dove le polarità magnetiche nord e sud sono strettamente intrecciate anziché nettamente separate — sono responsabili in modo sproporzionato di brillamenti maggiori e CME, trattati in dettaglio altrove in questa wiki. Un grande gruppo di macchie solari non è automaticamente pericoloso; una regione più piccola ma magneticamente più aggrovigliata può superare una molto più grande e semplice.