Galileu as esboçou em 1610, discutindo com contemporâneos sobre o que elas realmente eram. Quatro séculos depois, as manchas solares são um dos fenômenos mais antigos continuamente monitorados na ciência — e ainda o melhor indício visual de onde a próxima erupção solar ou CME do Sol está prestes a surgir.

Manchas solares são manchas escuras temporárias na superfície visível do Sol, mais frias que a fotosfera circundante em aproximadamente 1.500°C — quentes o suficiente para brilhar, mas escuras o suficiente por contraste para parecerem pretas contra a superfície mais brilhante ao redor. Elas se formam onde feixes de linhas de campo magnético rompem a superfície e suprimem localmente o fluxo convectivo normal de calor vindo de baixo, razão pela qual são mais frias, em vez de um buraco ou imperfeição real.

Uma mancha solar geralmente tem duas partes: uma umbra central mais escura, onde o campo magnético é mais concentrado e vertical, cercada por uma penumbra mais clara, onde as linhas de campo se espalham para fora em um ângulo mais raso. As manchas solares variam de pequenos poros de curta duração que duram um dia a grupos extensos que podem persistir, girando com o Sol, por várias rotações solares.

As manchas solares são monitoradas usando o número de manchas solares (também chamado de número de Wolf, em homenagem a Rudolf Wolf, que padronizou o método em 1848): R = k(10g + s), onde g é o número de grupos distintos de manchas solares, s é o número total de manchas individuais, e k é um fator de correção que considera diferenças entre observadores e instrumentos. Combinar a contagem de grupos e a contagem individual de manchas dessa forma captura tanto a extensão da atividade quanto sua intensidade, em um único valor diário.

Isso dá à física solar um registro contínuo excepcionalmente longo — a contagem de manchas solares foi rastreada desde as primeiras observações telescópicas em 1610, mais longo do que quase qualquer outra medição científica ainda em uso ativo hoje, mantida atualmente pelo World Data Center SILSO em Bruxelas.

Grupos individuais de manchas solares são catalogados pela NOAA como regiões ativas numeradas, escritas como AR seguidas por um número (por exemplo, AR3664, a região por trás da supertempestade de maio de 2024, ou AR4366, uma região notavelmente prolífica "fábrica de erupções" do início de 2026). A numeração simplesmente incrementa à medida que novas regiões são identificadas, reiniciando periodicamente, dando aos previsores e ao público uma abreviação consistente para rastrear a atividade de uma região específica ao longo dos dias em que permanece voltada para a Terra.

Plote a latitude de cada grupo de manchas solares em relação ao tempo ao longo de um ciclo solar, e um padrão distinto emerge: manchas do ciclo de saída aparecem mais próximas ao equador à medida que o ciclo diminui, enquanto manchas do ciclo de entrada começam a aparecer em altas latitudes, às vezes 40° ou mais do equador, antes de se deslocarem em direção ao equador à medida que o novo ciclo amadurece. Plotado ao longo de ciclos sucessivos, o padrão sobreposto se assemelha a uma fileira de asas de borboleta — daí o nome, publicado pela primeira vez pelo astrônomo britânico E. Walter Maunder em 1904.

O diagrama de borboleta continua sendo um dos resumos visuais mais úteis para saber onde um ciclo se encontra atualmente: observar se as regiões ativas mais recentes estão aparecendo em latitude alta ou baixa dá uma leitura aproximada se um ciclo está apenas começando, no pico ou diminuindo.

Entre aproximadamente 1645 e 1715, a atividade das manchas solares colapsou para uma pequena fração de seu nível normal por um longo período agora chamado de Mínimo de Maunder — o "grande mínimo" mais bem documentado no registro histórico de manchas solares, e um período que coincidiu com invernos excepcionalmente frios em partes da Europa, embora a relação causal precisa ainda seja debatida entre pesquisadores. Mesmo as escassas manchas solares que apareceram durante este período mostraram um padrão de borboleta excepcionalmente estreito, agrupadas dentro de cerca de 15-20° do equador, em vez da faixa de mais de 28° típica de um ciclo normal — evidência de um dínamo magnético subjacente especialmente fraco durante essas décadas.

Nem todos os grupos de manchas solares têm a mesma probabilidade de entrar em erupção. As regiões magneticamente mais complexas — onde as polaridades magnéticas norte e sul estão fortemente intercaladas em vez de claramente separadas — são desproporcionalmente responsáveis por grandes erupções e CMEs, detalhadas em outras partes desta wiki. Um grupo grande de manchas solares não é automaticamente perigoso; uma região menor, mas magneticamente mais emaranhada, pode superar uma região muito maior e mais simples.