El Sol, como todas las estrellas, no es absolutamente estable, aunque es de las más “pacíficas”; naturalmente, las más “movidas” son las variables irregulares y las pulsantes de fuerte amplitud.

Esta inestabilidad solar se manifiesta con una serie de fenómenos sujetos a una periodicidad aproximada de once años. En las épocas de máxima actividad, dentro de este ciclo, pueden verse abundantes zonas activas en la cromosfera y fotosfera, en las que juegan un importante papel los campos magnéticos, originándose grandes protuberancias y unos focos superficiales a los que llamamos manchas por ser oscuros, pero que no son más que zonas con gases a temperatura inferior al promedio. Dentro de ellas se distinguen zonas de sombra y de penumbra. Se cree que sus ciclos influyen en el clima de la Tierra.

La actividad del Sol que da origen a las manchas solares se estudia mediante la determinación del llamado Número de Wolf, un parámetro con el que se mide la intensidad tanto diaria como mensual y anual.

El proceso de evolución de una mancha comienza en la misma granulación solar. La retícula celular va abriéndose formando un punto más oscuro denominado poro; su vida puede ser inferior a la hora o a unas pocas horas, para acabar desvaneciéndose de nuevo. Por el contrario, puede evolucionar aumentando su tamaño, en cuyo caso se lo considera ya con propiedad una mancha.

Habitualmente las manchas aparecen en zonas de manifiesta actividad: en ellas se observan fáculas, gases más brillantes de origen cromosférico que cubren extensas áreas. Cuando en estas zonas activas surgen poros, raras veces lo hacen aisladamente, por lo que las manchas serán varias y agrupadas. La intervención de fuertes campos magnéticos otorga una estructura bipolar a los grupos de manchas, de modo que cada uno de ellos suele tener dos núcleos principales orientados paralelamente al ecuador solar.

En el cuadro se esquematizan las formas y proporciones que adoptan los grupos de manchas y la designación otorgada a los diferentes tipos que va en sentido evolutivo.

Clasificación de las Manchas Solares

Esto no significa, sin embargo que una mancha deba seguir todo el proceso. Por ejemplo, un poro, al agrandarse, puede convertirse en una mancha tipo A. Al cabo de unas horas, si han surgido en la zona otras pequeñas manchas, será un grupo tipo B con una marcada orientación bipolar. A medida que una mancha del grupo aumenta de tamaño, con la aparición de penumbra en su entorno –corrientes de gases de temperatura intermedia entre el núcleo y las zonas circundantes- pasa a ser de tipo C, y después, en formación bipolar, tipo D. Sucesivamente puede pasar por los estadios siguientes hasta desvanecerse en el tipo I (a veces hay quien sustituye la I por una J). Pero un grupo de manchas, después de ser B puede disminuir para volver a ser A y desvanecerse. O puede llegar a C o a D y seguir luego por H, I, regresar a A y desvanecerse.

Los grandes grupos E y F sólo se forman en época de máxima actividad dentro del ciclo de once años. En tales fechas suelen contarse simultáneamente algunas decenas de grupos con varios centenares de manchas. En épocas de mínima actividad pueden incluso transcurrir algunas semanas o meses sin que en el Sol se vea ninguna mancha.

La duración media de una mancha va desde unos pocos minutos, para los poros, hasta varios meses, cuando evoluciona hasta los grandes grupos F.