El Sol es una estrella activa (magnética) y ligerísimamente variable. Desde 1849 se contabiliza a diario el número de manchas solares y los registros se han ampliado hasta 1610, cuando Galileo las observó por primera vez con telescopio. Así se ha comprobado que el número de manchas observadas aumenta desde prácticamente ninguna hasta más de cien, decrece de nuevo, y así sucesivamente, con un periodo de unos once años: el ciclo de actividad solar. Durante cada ciclo, los grupos bipolares del hemisferio norte solar muestran una orientación magnética opuesta a la de los grupos del hemisferio sur, y esta se invierte en el siguiente periodo undecenal, por lo que puede decirse que el auténtico ciclo magnético solar es de veintidós años. Al comienzo de un ciclo las manchas aparecen entre unos 30 y 40º de latitud y, según este avanza, van surgiendo más cerca del ecuador. También la ubicación, frecuencia e intensidad de otros fenómenos magnéticos varían a lo largo del ciclo solar. Aunque se conocen muchos detalles sobre el ciclo de actividad, su naturaleza y causas son todavía una de las grandes cuestiones abiertas de la física solar, y no disponemos de un modelo que permita predecir con fiabilidad el número de manchas en el futuro.
Imagen: «Diagrama de mariposa» de Maunder, que muestra la latitud a la que aparecen las manchas solares a lo largo del ciclo solar. Se aprecia que las manchas suelen aparecer en latitudes extremas al inicio de los ciclos, y que luego se van acercando al ecuador a medida que el ciclo solar avanza.
Crédito: Diagrama original de Note on the Distribution of Sun-spots in Heliographic Latitude, de Walter Maunder.
