Галилей зарисовал их в 1610 году, споря с современниками о том, чем они вообще являются. Четыре века спустя солнечные пятна остаются одним из старейших непрерывно отслеживаемых явлений в науке — и всё ещё лучшим визуальным признаком того, откуда появится следующая вспышка или корональный выброс массы на Солнце.

Солнечные пятна — это временные тёмные участки на видимой поверхности Солнца, примерно на 1500 °C холоднее окружающей фотосферы — достаточно горячие, чтобы светиться, но достаточно тусклые на контрасте, чтобы выглядеть чёрными на фоне более яркой поверхности вокруг. Они образуются там, где пучки линий магнитного поля прорываются через поверхность и локально подавляют нормальный конвективный поток тепла снизу, поэтому они холоднее, а не являются фактическими дырами или дефектами.

Солнечное пятно обычно состоит из двух частей: более тёмной центральной тени, где магнитное поле наиболее сконцентрировано и вертикально, окружённой более светлой полутенью, где силовые линии веером расходятся под меньшим углом. Размеры солнечных пятен варьируются от мелких недолговечных пор, существующих один день, до обширных групп, которые могут сохраняться, вращаясь вместе с Солнцем, в течение нескольких солнечных оборотов.

Солнечные пятна отслеживаются с помощью числа солнечных пятен (также называемого числом Вольфа, в честь Рудольфа Вольфа, который стандартизировал метод в 1848 году): R = k(10g + s), где g — количество отдельных групп пятен, s — общее количество отдельных пятен, а k — поправочный коэффициент, учитывающий различия между наблюдателями и инструментами. Объединение количества групп и отдельных пятен таким образом отражает как масштаб активности, так и её интенсивность в одной ежедневной цифре.

Это даёт физике Солнца необычно длинную непрерывную запись — подсчёт солнечных пятен ведётся с первых телескопических наблюдений в 1610 году, дольше, чем почти любое другое научное измерение, всё ещё активно используемое сегодня, и поддерживается Мировым центром данных SILSO в Брюсселе.

Отдельные группы солнечных пятен каталогизируются NOAA как нумерованные активные области, записываемые как AR с последующим номером (например, AR3664 — область, вызвавшая майский супершторм 2024 года, или AR4366 — примечательно плодовитая «фабрика вспышек» из начала 2026 года). Нумерация просто увеличивается по мере выявления новых областей, периодически перезапускаясь, что даёт прогнозистам и общественности единое краткое обозначение для отслеживания активности конкретной области в течение дней, когда она обращена к Земле.

Если отложить широту каждой группы солнечных пятен относительно времени в течение солнечного цикла, вырисовывается характерный узор: пятна уходящего цикла появляются ближе к экватору по мере его затухания, в то время как пятна входящего цикла начинают появляться на высоких широтах, иногда 40° и более от экватора, а затем дрейфуют к экватору по мере созревания нового цикла. Если нанести на график последовательные циклы, перекрывающийся узор напоминает ряд крыльев бабочки — отсюда и название, впервые опубликованное британским астрономом Э. Уолтером Маундером в 1904 году.

Диаграмма бабочки остаётся одним из наиболее полезных визуальных резюме текущего состояния цикла: наблюдение за тем, появляются ли последние активные области на высоких или низких широтах, даёт приблизительное представление о том, только ли начинается цикл, находится ли он на пике или затухает.

Примерно между 1645 и 1715 годами активность солнечных пятен упала до малой доли от нормального уровня на продолжительный период, ныне называемый минимумом Маундера — наиболее задокументированный «грандиозный минимум» в исторической записи солнечных пятен, период, совпавший с необычно холодными зимами в некоторых частях Европы, хотя точная причинно-следственная связь всё ещё обсуждается исследователями. Даже редкие солнечные пятна, появлявшиеся в этот период, демонстрировали необычно узкий узор бабочки, сгруппированный в пределах около 15-20° от экватора, а не диапазона 28° и более, типичного для нормального цикла — свидетельство особенно слабого магнитного динамо в те десятилетия.

Не все группы солнечных пятен одинаково склонны к извержениям. Наиболее магнитно-сложные области — где северная и южная магнитные полярности тесно переплетены, а не чётко разделены — непропорционально часто ответственны за крупные вспышки и корональные выбросы массы, подробно рассмотренные в других разделах этой вики. Большая группа солнечных пятен не обязательно является опасной; меньшая, но более магнитно-запутанная область может превзойти гораздо большую и простую.