Na manhã de 8 de dezembro de 1610, pelo calendário juliano então em uso na Inglaterra, um matemático de cinquenta anos apontou um tubo de madeira e vidro para o Sol que subia preguiçoso sobre a névoa do rio Tâmisa. Thomas Harriot observava dos terrenos de Syon House, a propriedade do conde de Northumberland nos arredores de Londres, e aproveitou a luz enfraquecida pela bruma da manhã para fazer algo que nenhum ser humano havia feito com um instrumento óptico: olhar diretamente para o rosto da estrela que ilumina a Terra. O que ele viu contrariava dois mil anos de certeza filosófica. Sobre o disco luminoso, pequenas manchas escuras estragavam a perfeição que Aristóteles atribuíra aos céus. Harriot as desenhou num caderno, anotou a hora e, sem alarde, abriu uma porta pela qual a ciência moderna ainda caminha.

A cena serve de abertura ao ensaio que o físico italiano Nicola Cusanelli assina na edição de novembro de 2026 da revista Sky & Telescope, no qual reconstrói como as primeiras observações telescópicas do Sol empurraram a astronomia da mera catalogação de posições para a investigação da natureza física dos astros. A tese é simples e ambiciosa: as manchas solares, aquelas imperfeições passageiras que incomodaram teólogos e filósofos do século XVII, funcionaram durante quatro séculos como o mais produtivo laboratório natural de que a humanidade dispôs para entender uma estrela. Foram elas que revelaram a rotação do Sol, que denunciaram seu ciclo de atividade, que expuseram seu magnetismo e que acabaram por conectar o comportamento da nossa estrela ao funcionamento de redes elétricas e satélites. A história que segue é a de como um defeito aparente virou a chave de uma ciência.

Tudo começa com um pedido de patente. No outono de 1608, Hans Lipperhey, um fabricante de óculos nascido na Alemanha e estabelecido em Middelburg, nos Países Baixos, apresentou aos Estados Gerais um aparelho capaz de mostrar objetos distantes como se estivessem próximos. É o primeiro telescópio documentado da história, embora a paternidade do invento nunca tenha sido resolvida: outro óptico da região, Jacob Metius, reivindicou a mesma ideia quase ao mesmo tempo, e a patente acabou negada justamente porque o aparelho parecia fácil demais de copiar. A notícia atravessou a Europa em meses. Lentes eram polidas em Paris, Veneza e Londres antes que terminasse 1609, e bastou que alguém erguesse o tubo acima do horizonte para que o céu começasse a mudar de natureza.

Galileu Galilei foi quem transformou a curiosidade em programa de pesquisa. Em março de 1610 ele publicou o Sidereus Nuncius, o Mensageiro Sideral, relatando montanhas na Lua, a Via Láctea dissolvida em estrelas inumeráveis e quatro luas girando em torno de Júpiter. Enquanto o livro circulava, Harriot, do outro lado do Canal da Mancha, já havia desenhado a Lua em julho de 1609, meses antes do italiano, e em dezembro de 1610 voltava seu instrumento para o Sol. Ele nunca publicou nada. Seu caderno de observações, preservado hoje nos arquivos de Petworth House, no sul da Inglaterra, guarda 201 desenhos do disco solar feitos entre 1610 e 1613, um registro que permaneceu praticamente desconhecido por quase dois séculos e que só recentemente passou a ser estudado por pesquisadores interessados em reconstruir a atividade solar daquela época.

Os desenhos de Harriot têm o charme e as limitações de um pioneiro. Os dois registros feitos nos dias 2 e 3 de julho de 1612, por exemplo, mostram grupos de pontos escuros espalhados pelo disco, mas não separam com clareza a umbra, o núcleo mais escuro de cada mancha, da penumbra, a franja acinzentada que a envolve. Algumas estruturas que parecem penumbrais são, na verdade, artefatos da tinta que desbotou ao longo de quatro séculos. Ainda assim, o inglês percebeu detalhes que escapariam a um observador desatento: anotou que certas manchas pareciam irregulares ou alongadas, sobretudo quando se aproximavam da borda do disco, o que indica que ele notou o achatamento aparente das manchas perto do limbo, um efeito de perspectiva que mais tarde se tornaria argumento decisivo sobre a localização delas na superfície solar.

Convém lembrar que o Sol já havia sido flagrado com manchas muito antes de existirem lentes. Astrônomos da corte chinesa registraram pontos escuros visíveis a olho nu, através da neblina ou ao pôr do sol, desde pelo menos o ano 28 antes da Era Comum, e mantiveram esses registros por séculos nas crônicas dinásticas. Na Europa, um monge de Worcester desenhou em dezembro de 1128 duas manchas que são hoje o mais antigo registro gráfico conhecido do fenômeno. Em 1607, o próprio Johannes Kepler observou uma mancha projetada por uma câmara escura e a interpretou como um trânsito de Mercúrio diante do Sol. O que o telescópio acrescentou não foi a existência das manchas, mas a possibilidade de acompanhá-las dia após dia, medir seus deslocamentos e perguntar o que eram.

A primeira publicação impressa sobre o assunto não veio da Itália nem da Inglaterra, mas de uma aldeia da Frísia Oriental. Johannes Fabricius, um jovem de 24 anos recém-formado em Leiden, voltou para a casa paterna em Osteel em março de 1611 trazendo um telescópio na bagagem. Com o pai, o pastor e astrônomo David Fabricius, correspondente de Kepler e descobridor da variabilidade da estrela Mira, ele começou a observar o Sol ao amanhecer, quando a luz atenuada pela atmosfera permitia olhar sem cegar. Pai e filho viram manchas que se deslocavam de leste para oeste, sumiam por uma borda e tornavam a surgir pela outra cerca de duas semanas depois. Johannes tirou a conclusão correta: o Sol girava sobre si mesmo, carregando as manchas consigo. Publicou o resultado em 13 de junho de 1611, em Wittenberg, num opúsculo em latim cujo título em português seria algo como Narrativa sobre as manchas observadas no Sol e sua aparente rotação com ele.

O debate que daria forma ao século começou pouco depois, e começou com um pseudônimo. Entre o fim de 1611 e o início de 1612, o padre jesuíta Christoph Scheiner, professor em Ingolstadt, na Baviera, observou as manchas com um auxiliar e, cauteloso diante de superiores que consideravam a perfeição dos céus um dogma, escreveu três cartas ao banqueiro e estudioso Mark Welser, de Augsburgo, assinando-as como Apelles, o pintor grego que se escondia atrás do quadro para ouvir as críticas. Welser as imprimiu em 1612 como Três cartas sobre as manchas solares e enviou cópias a Galileu, que respondeu com três cartas próprias, publicadas em Roma pela Accademia dei Lincei em 1613 sob o título História e demonstrações sobre as manchas solares. Dois homens brilhantes, dois telescópios, o mesmo Sol e duas interpretações irreconciliáveis.

Scheiner, fiel à cosmologia aristotélica que exigia um Sol incorruptível, propôs que as manchas eram pequenos corpos ou nuvens de astros orbitando a estrela a certa distância e passando diante dela, uma espécie de enxame de satélites escuros. Galileu, que admitia não saber do que as manchas eram feitas, insistiu em que elas pertenciam ao próprio Sol ou à sua vizinhança imediata, e sustentou isso com geometria. Perto da borda do disco as manchas se estreitavam e os intervalos entre elas encolhiam exatamente como se espera de marcas sobre uma esfera em rotação vista em perspectiva, e não como se comportariam objetos em órbita a alguma distância. Do movimento regular ele deduziu que o Sol completa uma volta em cerca de um mês. A estrela que deveria ser imutável mudava de aparência de um dia para o outro, e a imutabilidade dos céus, pilar da física de Aristóteles, começava a ruir.

Havia um problema prático que nenhum dos dois podia ignorar: olhar para o Sol através de um telescópio é uma forma rápida de ficar cego. Os astrônomos do século XVII contornaram o perigo de várias maneiras. Observavam a estrela muito baixa no horizonte, ao nascer ou ao pôr do sol, quando a espessa camada de ar filtra boa parte da luz; aproveitavam a passagem de nuvens finas e névoas; interpunham vidros coloridos ou enegrecidos pela fumaça; e, sobretudo, adotaram a projeção. A técnica, sugerida a Galileu em 1612 por seu discípulo Benedetto Castelli, consiste em apontar o telescópio para o Sol e deixar que a imagem se forme sobre uma folha de papel colocada atrás da ocular, onde as manchas aparecem como pontos escuros sobre um disco branco. O método não só protegia a vista como permitia desenhar diretamente sobre a folha e comparar a posição das manchas de um dia para o outro com uma precisão até então impossível.

Scheiner levou essa engenharia a um grau de sofisticação que a gravura de seu livro mais famoso documenta em detalhe. A imagem mostra o padre e um assistente numa sala na Itália, em 1625, registrando manchas com um telescópio montado sobre uma armação de madeira que projetava o disco solar sobre uma prancheta inclinada, enquanto a luz entrava por uma fresta na janela. O instrumento, que ele chamou de helioscópio, podia acompanhar o Sol pelo céu, e o mesmo gosto pela precisão mecânica já o levara, anos antes, a inventar o pantógrafo, aparelho de copiar desenhos em escala. O livro é a Rosa Ursina sive Sol, publicada entre 1626 e 1630 e dedicada ao duque Paolo Giordano Orsini, cuja família trazia o urso no brasão: um volume in-fólio de centenas de páginas que se tornou uma das obras mais discutidas da Revolução Científica.

O conteúdo da obra tem interesse histórico maior do que a gravura. Depois de quinze anos acompanhando o Sol, Scheiner abandonou a hipótese dos satélites e passou a tratar as manchas como fenômenos ligados à superfície da própria estrela, aproximando-se da posição de Galileu sem jamais admiti-lo em público. Ele mediu com cuidado o período de rotação, notou que as manchas se concentravam em duas faixas de latitude e estimou a inclinação do eixo de rotação solar em relação ao plano da órbita terrestre, dados que seriam incorporados à física solar do século XIX. Enquanto isso, em 1619, Simon Marius, matemático, médico e astrônomo alemão que também compilava calendários, publicou um panfleto sobre o grande cometa de 1618 e registrou, quase de passagem, que o Sol exibia bem menos manchas do que nos anos anteriores. Era um dos primeiros a notar que a quantidade de manchas variava com o tempo.

O observador mais sistemático daquela geração foi um cervejeiro. Johannes Hevelius, próspero fabricante de cerveja e vereador de Gdańsk, na costa báltica da atual Polônia, construiu sobre os telhados de suas casas um dos observatórios mais bem equipados da Europa e dedicou a ele a fortuna da família. Sua Selenographia, de 1647, é um atlas da Lua de beleza e precisão inéditas, e a Machina Coelestis, de 1679, descreve seus instrumentos e métodos. Nos dois livros estão as observações de manchas solares que ele fez com regularidade entre 1642 e 1645. São registros preciosos por um motivo que o próprio Hevelius não poderia suspeitar: foram os últimos feitos de modo contínuo antes que o Sol, por razões ainda hoje debatidas, praticamente parasse de produzir manchas durante setenta anos.

Entre 1645 e 1715 o disco solar permaneceu quase limpo. Em algumas décadas, os poucos astrônomos que insistiam em observá-lo passavam anos sem anotar uma única mancha, e o fenômeno antes tão comentado caiu em tal esquecimento que, quando as manchas voltaram, a ideia de um Sol constante e previsível prevaleceu sem contestação. Só no fim do século XIX o astrônomo alemão Gustav Spörer, revirando registros antigos, chamou a atenção, em trabalhos de 1887 e 1889, para aquele longo intervalo de atividade reduzida. O inglês Edward Walter Maunder divulgou a descoberta em 1890, numa nota à Royal Astronomical Society intitulada As pesquisas do professor Spoerer sobre as manchas solares, e novamente em 1894, na revista ilustrada Knowledge. A anomalia acabou batizada com o nome do divulgador, e não do descobridor: é o Mínimo de Maunder, uma das lições mais citadas sobre como a ciência distribui seus créditos.

O episódio ganhou nova vida em 1976, quando o astrônomo americano John Eddy publicou na revista Science uma reavaliação que cruzou os relatos históricos com registros de carbono-14 em anéis de árvores, um indicador indireto da atividade solar, e mostrou que o Sol daquela época estava de fato anômalo, e não apenas mal observado. O Mínimo de Maunder coincidiu com a fase mais rigorosa da chamada Pequena Idade do Gelo, quando o Tâmisa congelava com frequência e os londrinos montavam feiras sobre o rio. A relação entre as duas coisas é real, mas limitada: as erupções vulcânicas da época e a dinâmica interna do clima explicam a maior parte do resfriamento, e a contribuição da redução solar foi modesta. O gráfico das manchas anuais de 1600 até hoje mostra o buraco com uma eloquência que dispensa comentários: setenta anos de silêncio seguidos por três séculos de pulsação regular.

Quando as manchas reapareceram em quantidade no início do século XVIII, o interesse voltou com elas e com uma qualidade nova. Já não bastava descrever: era preciso interpretar. O dinamarquês Christian Horrebow (1718–1776), diretor do observatório de Copenhague, acompanhou o Sol por décadas e sugeriu que a quantidade de manchas poderia variar segundo um ciclo regular, intuição correta que ficaria enterrada em seus cadernos por mais de um século. Na Escócia, Alexander Wilson (1714–1786), professor de astronomia em Glasgow, examinou a estrutura das manchas e fez uma observação de consequências duradouras: ao acompanhar uma grande mancha em novembro de 1769, à medida que ela se aproximava da borda do disco, notou que a penumbra do lado voltado para o centro do Sol se estreitava e desaparecia antes da penumbra do lado oposto, como se a umbra estivesse no fundo de uma depressão.

A geometria é a de um pires visto de lado. Se a mancha fosse plana, suas duas franjas encolheriam igualmente com a perspectiva; se fosse uma cavidade, a parede mais próxima do observador esconderia o fundo, e é isso que Wilson viu. Ele concluiu que a umbra fica abaixo do nível da superfície brilhante que a cerca, e publicou o resultado em 1774 nas Philosophical Transactions da Royal Society, ilustrando-o com três aparições sucessivas da mesma mancha. O fenômeno recebeu seu nome, efeito Wilson, e a depressão medida hoje é de algumas centenas de quilômetros. A explicação moderna é mais sutil do que a de um buraco físico: o gás da umbra é mais frio e menos opaco, de modo que a luz que nos chega vem de camadas mais profundas, e o observador enxerga literalmente mais fundo dentro da mancha. Com Wilson e Horrebow a observação descritiva virou observação interpretativa, e a física solar moderna encontrou seu ponto de partida.

Essa mudança de atitude acompanhava uma transformação mais ampla. Entre o fim do século XVIII e o início do XIX, a astronomia vivia dividida entre a herança da mecânica celeste, que triunfara ao prever posições planetárias com precisão de minutos de arco, e algo novo que ainda não tinha nome. A disciplina se ocupava sobretudo de onde os astros estavam, não do que eles eram. Com instrumentos cada vez melhores, astrônomos como William Herschel contavam estrelas para esboçar a forma da Via Láctea e compilavam catálogos cada vez mais extensos. Medir era a virtude suprema. Perguntar de que matéria uma estrela era feita parecia um exercício inútil, e o filósofo Auguste Comte chegou a citar, em 1835, a composição química dos astros como exemplo do tipo de conhecimento que a humanidade jamais alcançaria. Ele errou por menos de três décadas.

A resposta a Comte já estava semeada. Em 1814, o óptico bávaro Joseph von Fraunhofer, ao testar a qualidade dos prismas que fabricava em sua oficina perto de Munique, dispersou a luz do Sol num espectro e viu que a faixa colorida estava cortada por centenas de linhas escuras muito finas. Ele catalogou 574 delas e batizou as mais fortes com letras, de A a K, uma nomenclatura que os astrônomos usam até hoje. Fraunhofer não tinha ideia do que significavam. Alguns suspeitaram de defeitos nas lentes; outros, de absorção pelo ar da Terra; outros ainda apostaram que a origem estava na própria atmosfera do Sol. Fraunhofer morreu em 1826, aos 39 anos, sem a resposta, mas deixou um mapa que outros aprenderiam a ler.

A leitura veio de Heidelberg, entre 1859 e 1860, numa parceria entre o físico Gustav Kirchhoff (1824–1887) e o químico Robert Bunsen (1811–1899), o mesmo do bico de gás que leva seu nome. Queimando sais na chama limpa do queimador e analisando a luz com um espectroscópio, eles demonstraram que cada elemento químico, quando aquecido, emite um conjunto próprio e inconfundível de linhas brilhantes, uma impressão digital luminosa. Kirchhoff deu o passo decisivo ao fazer a luz do Sol atravessar uma chama de sódio e perceber que as linhas escuras de Fraunhofer na região amarela coincidiam exatamente com as linhas brilhantes do sódio e ficavam ainda mais escuras. A conclusão era inescapável: havia sódio na atmosfera do Sol, e ele absorvia justamente as cores que, aquecido, emitiria. Ferro, cálcio, magnésio e outros elementos terrestres foram identificados em seguida. A química dos astros, declarada impossível por Comte, tornava-se rotina de laboratório.

Kirchhoff resumiu os resultados em três regras que todo estudante de astronomia aprende. Um gás denso e quente, como as camadas profundas do Sol, emite um espectro contínuo, um arco-íris sem interrupções. Um gás rarefeito e quente emite luz apenas em comprimentos de onda específicos, produzindo linhas brilhantes de emissão. E um espectro contínuo que atravessa um gás mais frio e rarefeito sai dele com linhas escuras de absorção exatamente nos comprimentos de onda que aquele gás emitiria se estivesse quente. As três situações aparecem no Sol ao mesmo tempo: a fotosfera fornece o contínuo, a cromosfera que a envolve absorve e, durante um eclipse total, quando o disco é ocultado, a mesma cromosfera se revela como uma fina franja de linhas brilhantes. As regras não explicavam por que os átomos se comportavam assim, eram apenas uma síntese de resultados experimentais, mas bastavam para interpretar o que os telescópios recolhiam.

Aplicada às manchas, a espectroscopia respondeu à pergunta que Harriot, Fabricius, Scheiner e Galileu não puderam formular: por que elas são escuras? A comparação dos espectros da fotosfera e das manchas mostrou que ambas são compostas do mesmo gás, mas em temperaturas distintas. A superfície visível do Sol está a cerca de 5.500 graus Celsius, e as manchas, por volta de 1.500 graus abaixo disso. Um gás a 4.000 graus ainda brilha intensamente, mais do que o filamento de qualquer lâmpada incandescente, mas emite bem menos luz do que o gás vizinho mais quente, e é esse contraste que o olho e a placa fotográfica registram como escuridão. Uma mancha isolada no espaço, longe do disco ofuscante, seria uma fonte de luz alaranjada perfeitamente visível. Ela é escura apenas da mesma forma que uma vela é escura diante de um holofote.

O alcance dessa mudança foi percebido por quem a viveu. Em 1888, o físico e astrônomo americano Samuel Pierpont Langley, que então dirigia a Smithsonian Institution, publicou um livro de divulgação chamado The New Astronomy, A Nova Astronomia, com um título escolhido para ecoar a Astronomia Nova que Kepler publicara em 1609. A analogia era precisa. Kepler havia descrito como os planetas se movem sem saber por quê, e Newton forneceu a explicação décadas depois com a gravitação universal; Kirchhoff descreveu como os átomos emitem e absorvem luz sem saber por quê, e a explicação só chegaria no século XX, com o modelo atômico de Niels Bohr, em 1913, e a mecânica quântica que se seguiu. Em ambos os casos, leis empíricas precederam a teoria em meio século e, enquanto a teoria não vinha, já produziam descobertas.

Enquanto os espectroscopistas desmontavam a luz, os observadores pacientes faziam descobertas de outra natureza. Em fevereiro de 1844, o periódico Astronomische Nachrichten publicou um artigo breve de Samuel Heinrich Schwabe, farmacêutico de Dessau, na Alemanha, e astrônomo amador. Schwabe procurava outra coisa: acreditava na existência de um planeta entre Mercúrio e o Sol e, para flagrá-lo em trânsito, anotava diariamente, desde 1826, cada mancha que pudesse ser confundida com ele. O planeta nunca apareceu. Em seu lugar, dezessete anos de registros revelaram que a quantidade de manchas subia e descia com um período de aproximadamente dez anos. A descoberta passou quase despercebida até que Alexander von Humboldt a incorporou ao terceiro volume de sua enciclopédia Kosmos, em 1850, e deu a ela a autoridade de que precisava para ser levada a sério.

Johann Rudolf Wolf, professor de matemática e astronomia em Berna, na Suíça, leu Schwabe e começou em 1847 sua própria série de observações, mantida depois em Zurique até o fim da vida. Ele criou o índice que até hoje mede a atividade solar, o número de Wolf, que combina a contagem de grupos com a de manchas individuais, e vasculhou registros históricos para mostrar que o ciclo se mantinha regular pelo menos desde 1700. Foi Wolf quem refinou o período para pouco mais de onze anos e quem numerou os ciclos, convencionando que o ciclo 1 começara em 1755. Na Inglaterra, o oficial e físico Edward Sabine, responsável pela rede de observatórios magnéticos do império britânico, notou que as perturbações da bússola registradas em estações espalhadas pelo planeta oscilavam no mesmo compasso das manchas, e num artigo de 1852 demonstrou que a correlação entre a atividade solar e as tempestades geomagnéticas era significativa demais para ser coincidência.

A natureza se encarregou de uma demonstração que ninguém poderia encenar. Às 11h18 da manhã de 1º de setembro de 1859, o astrônomo inglês Richard Carrington projetava o Sol em seu observatório particular em Redhill, ao sul de Londres, quando dois pontos de luz branca, intensos como estrelas, surgiram dentro de um grande grupo de manchas, brilharam por cerca de cinco minutos e se apagaram. Era a primeira observação direta de uma explosão solar, feita em luz visível, e outro observador, Richard Hodgson, viu o mesmo de outro ponto da Inglaterra. Dezessete horas e quarenta minutos depois, uma nuvem de plasma magnetizado arremessada pela explosão, o que hoje chamamos de ejeção de massa coronal, atingiu a Terra e provocou uma das tempestades geomagnéticas mais fortes já registradas.

Auroras foram vistas em Cuba, no Havaí e no sul da Itália, latitudes onde elas simplesmente não ocorrem; em algumas cidades, o céu ficou tão claro que trabalhadores se levantaram para o turno da manhã no meio da madrugada. As linhas de telégrafo, então a única rede elétrica de longa distância do planeta, sofreram com as correntes induzidas pelas variações bruscas do campo magnético terrestre: operadores levaram choques, papéis pegaram fogo e alguns conseguiram transmitir mensagens com as baterias desligadas, alimentados apenas pela corrente que percorria os fios. Carrington descreveu a explosão num artigo publicado em 11 de novembro de 1859 nas Monthly Notices da Royal Astronomical Society e registrou a coincidência temporal com a tempestade, mas foi prudente: uma andorinha só não faz verão, escreveu, recusando-se a afirmar a relação de causa e efeito que hoje ninguém contesta.

A relevância daquela manhã cresceu junto com a dependência tecnológica. Em março de 1989, uma tempestade geomagnética bem menos intensa que a de 1859 derrubou a rede elétrica da província de Quebec, no Canadá, e deixou seis milhões de pessoas sem energia por nove horas. Em fevereiro de 2022, dezenas de satélites Starlink recém-lançados foram arrastados de volta à atmosfera pelo inchaço das camadas superiores do ar provocado por uma tempestade moderada. Em maio de 2024, a tempestade mais forte em duas décadas pintou auroras sobre o México, a Flórida, o norte da Índia e, no hemisfério sul, latitudes raras na Argentina e no Chile. Estudos recentes estimam que um evento da magnitude do de Carrington causaria hoje prejuízos de centenas de bilhões a alguns trilhões de dólares em transformadores, satélites e sistemas de navegação. O que era curiosidade científica em 1859 virou questão de infraestrutura crítica.

A espectroscopia, enquanto isso, acumulava triunfos. O mais célebre ocorreu em 1868, quando astrônomos observaram o eclipse total do Sol de 18 de agosto, visível da Índia, e registraram no espectro das protuberâncias, as línguas de gás que se erguem da borda do disco, uma linha amarela brilhante que não coincidia com nenhum elemento conhecido. O francês Pierre Janssen a viu durante o eclipse e percebeu que ela era forte o bastante para ser estudada à luz do dia; o inglês Norman Lockyer a observou semanas depois, sem eclipse, e concluiu que pertencia a um elemento ainda ignorado, que batizou de hélio, em homenagem a Hélios, o Sol dos gregos. Só em 1895 William Ramsay isolaria o hélio num mineral de urânio, em Londres. Continua sendo o único elemento químico descoberto primeiro no Sol e só depois na Terra.

Na virada do século XX já ninguém duvidava de que as linhas de Fraunhofer nasciam no próprio Sol, e a estrela era estudada em pormenores inacessíveis para qualquer outro astro, simplesmente porque sua luz é abundante. As manchas, porém, permaneciam um enigma: sabia-se que eram mais frias, que giravam com a superfície, que vinham e iam num ritmo de onze anos, mas não o que as causava. A resposta chegou em 1908, no recém-fundado Observatório de Mount Wilson, na Califórnia, pelas mãos de George Ellery Hale, um astrofísico de Chicago com talento igual para a ciência e para convencer milionários a financiar telescópios. Hale descobriu que as manchas não são defeitos na superfície solar, mas regiões dominadas por campos magnéticos de intensidade colossal.

A ferramenta que permitiu a descoberta era uma invenção do próprio Hale. O spectroheliograph, ou espectroheliógrafo, aparelho que ele concebera ainda estudante, em 1889, fotografa o Sol inteiro na luz de um único comprimento de onda, varrendo o disco com uma fenda estreita e registrando apenas a cor escolhida, de modo a revelar a distribuição de um elemento ou de uma camada específica da atmosfera solar. Examinando os espectros das manchas com alta resolução, Hale notou que certas linhas apareciam desdobradas em duas ou três componentes, e que a luz de cada componente era polarizada de modo diferente. Era exatamente o efeito que o físico holandês Pieter Zeeman (1865–1943) havia descoberto em laboratório em 1896, ao colocar uma chama de sódio entre os polos de um eletroímã e ver as linhas espectrais se dividirem, resultado que lhe rendeu o Nobel de Física de 1902, dividido com Hendrik Lorentz.

A separação das linhas é proporcional à intensidade do campo magnético, e as contas de Hale indicaram campos de milhares de gauss nas umbras, milhares de vezes mais fortes que o campo magnético da Terra, que mal chega a meio gauss na superfície. Pela primeira vez um campo magnético era detectado fora do planeta, e detectado numa estrela. Hale publicou o resultado em 1908 no The Astrophysical Journal, a revista que ele próprio fundara em 1895, e passou a década seguinte mapeando a polaridade das manchas com os colegas Ferdinand Ellerman, Seth B. Nicholson e Alfred H. Joy. Eles verificaram que as manchas costumam surgir em pares de polaridades opostas, os grupos bipolares, alinhados aproximadamente de leste a oeste, como as duas extremidades de um ímã de ferradura emergindo da superfície.

As regularidades que o grupo publicou em 1919, novamente no The Astrophysical Journal, são conhecidas como leis de polaridade de Hale e constituem a espinha dorsal da física solar. Num mesmo ciclo, a mancha que vai à frente na direção da rotação tem sempre a mesma polaridade em todos os grupos de um hemisfério, e a polaridade oposta no outro hemisfério. Quando um ciclo de onze anos termina e o seguinte começa, as polaridades se invertem nos dois hemisférios: a mancha que liderava com polo norte passa a liderar com polo sul. O estado magnético original só se restabelece após dois ciclos de manchas, ou seja, o ciclo magnético real do Sol dura cerca de 22 anos. As manchas, que por três séculos foram contadas como pontos escuros, revelavam-se o sintoma visível de um relógio magnético escondido sob a superfície.

A explicação de como esse relógio funciona demorou mais meio século. Em 1961 o astrofísico americano Horace W. Babcock, filho de um colaborador de Hale e ele próprio inventor do magnetógrafo que mapeia campos fracos em toda a superfície solar, publicou um modelo em que o campo magnético global do Sol se inverte periodicamente, explicando ao mesmo tempo o ciclo das manchas e o ciclo magnético de 22 anos. Em 1969, Robert B. Leighton, do Caltech, mostrou como os movimentos convectivos e os fluxos de plasma em larga escala transportam e reorganizam esse campo, completando o quadro teórico. O chamado modelo de Babcock-Leighton continua sendo, com refinamentos, a base da compreensão atual do ciclo solar, e vincula a inversão periódica do campo ao movimento do plasma na superfície e logo abaixo dela.

O mecanismo pode ser imaginado com um elástico. A fotosfera é a camada onde as estruturas magnéticas se tornam visíveis, como manchas escuras e como fáculas, regiões brilhantes que as acompanham, mas a raiz do batimento magnético do Sol está na zona de convecção, a camada de cerca de 200 mil quilômetros de espessura logo abaixo da superfície, onde o gás quente sobe, esfria e desce como água fervendo numa panela. O Sol gira mais depressa no equador, uma volta a cada 25 dias, do que perto dos polos, onde o período chega a 35 dias. Essa rotação diferencial estica as linhas de campo magnético, inicialmente orientadas de norte a sul, enrolando-as em torno do equador como um elástico torcido muitas vezes. Enroladas e comprimidas, as linhas ganham intensidade; onde ficam fortes o bastante, flutuam até a superfície e emergem formando o par de manchas com polaridades opostas que Hale identificou.

À medida que o ciclo avança, a convecção e os fluxos de superfície desfazem lentamente essa trama, e os fragmentos de campo migram para os polos, onde se acumulam com sinal oposto ao do campo polar anterior. Em torno do máximo de atividade, o campo polar se anula e renasce invertido; o ciclo seguinte recomeça com as polaridades trocadas e, ao fim de dois ciclos, o Sol retorna à configuração de partida. Esse é o conteúdo físico dos onze e dos 22 anos descobertos por Schwabe, Wolf e Hale. O ciclo 25, iniciado em dezembro de 2019 e cujo máximo transcorreu entre 2024 e 2025, repete o padrão com uma intensidade superior à prevista pelos modelos no início da década, lembrando que a previsão de ciclos permanece um dos problemas abertos da astrofísica.

Nada ilustra melhor a continuidade dessa história do que uma sequência de fotografias do fim de março de 2001. Entre os dias 26 de março e 2 de abril, o observatório espacial SOHO, missão conjunta da ESA e da NASA estacionada a um milhão e meio de quilômetros da Terra, acompanhou dia após dia um grupo de manchas atravessando o disco solar de leste a oeste, exatamente como Fabricius e Galileu tinham acompanhado quatro séculos antes, com a diferença de que agora cada quadro media o grupo e seu campo magnético. A região, catalogada como região ativa 9393, tornou-se a maior do ciclo 23 e chegou a cobrir uma área equivalente a mais de uma dezena de vezes a seção da Terra. Em 30 de março ela era visível a olho nu, com proteção adequada, e nos dias seguintes produziu uma série de explosões e ejeções de massa coronal, culminando, em 2 de abril, na mais intensa explosão solar registrada até então.

A ida ao espaço foi o salto mais decisivo desde a espectroscopia. Durante séculos, o estudo das manchas esteve limitado pela turbulência atmosférica, que borra as imagens, pelo tempo nublado e pela noite, que interrompe qualquer série de observações. Satélites resolveram as três limitações de uma só vez e acrescentaram uma quarta vantagem, talvez a maior: acesso ao ultravioleta e aos raios X, radiações que a atmosfera terrestre bloqueia por completo e que são justamente as emitidas pelo gás mais quente e magneticamente ativo da estrela. O Solar Dynamics Observatory, da NASA, lançado em 2010, fotografa o Sol inteiro a cada doze segundos em dez comprimentos de onda distintos, e cada um deles funciona como um filtro de temperatura que isola uma camada da atmosfera solar.

Quatro imagens de uma mesma explosão solar, registradas pelo SDO em 22 de outubro de 2012, mostram o que isso significa. Em 17,1 nanômetros, luz ultravioleta extrema emitida por ferro ionizado a centenas de milhares de graus, aparecem os arcos da coroa, laços de plasma que desenham no espaço as linhas de campo magnético ancoradas nas manchas. Em 33,5 nanômetros destacam-se as regiões ativas mais quentes da coroa. Em 30,4 nanômetros, emissão do hélio ionizado, vê-se a camada intermediária da atmosfera solar, a cromosfera e a região de transição, onde as explosões nascem. A quarta imagem não é uma fotografia no sentido comum: é um magnetograma, um mapa em que o branco e o preto indicam as duas polaridades do campo magnético medidas pelo efeito Zeeman, exatamente a técnica que Hale usou em 1908, agora aplicada a cada ponto do disco a cada 45 segundos.

A frota atual completa esse olhar. A Parker Solar Probe, da NASA, lançada em 2018, atravessa a coroa a cerca de seis milhões de quilômetros da superfície e já mediu de dentro o vento que as manchas e seus campos ajudam a moldar. A Solar Orbiter, da ESA, lançada em 2020, fotografou pela primeira vez as regiões polares do Sol, onde o campo que inverte a cada onze anos se acumula e onde a resposta à pergunta de Horrebow sobre a regularidade dos ciclos talvez esteja escondida. Em terra, o Telescópio Solar Daniel K. Inouye, no Havaí, com seu espelho de quatro metros, resolve detalhes de poucas dezenas de quilômetros na fotosfera e mostra, dentro das umbras que Wilson considerou buracos, estruturas finas em permanente ebulição. E a inteligência artificial passou a vasculhar esse dilúvio de dados, identificando padrões que antecipam explosões com horas de antecedência e reconstruindo a atividade de séculos passados a partir de desenhos antigos.

Esse último ponto fecha um círculo. Os 201 desenhos de Harriot, os registros de Scheiner e Hevelius e as contagens de Wolf são hoje matéria-prima de um campo chamado reconstrução histórica da atividade solar, que converte os traços de pena em números comparáveis aos de satélites e tenta responder se o Mínimo de Maunder foi uma exceção ou um comportamento recorrente, com implicações diretas para o clima e para a previsão do que a estrela fará nas próximas décadas. O caderno que ninguém publicou em 1610 virou dado científico neste século. Poucas disciplinas podem dizer que seus primeiros experimentos continuam em uso quatro séculos depois, e nenhuma outra pode dizer que o objeto de estudo é o mesmo, visível a qualquer pessoa que, com a devida proteção, erga os olhos ao céu numa manhã de sol.

Quatro séculos depois daquela manhã enevoada em Syon House, as mesmas manchas que Harriot rabiscou continuam a nascer, atravessar o disco e morrer em poucas semanas, indiferentes ao que pensamos delas. O que mudou foi o olhar. O defeito que ameaçava a perfeição dos céus revelou-se a respiração magnética de uma estrela, e cada etapa dessa revelação, da rotação à espectroscopia, do ciclo ao magnetismo, do magnetismo ao clima espacial, exigiu abandonar uma certeza para abraçar uma medida. É talvez a lição mais duradoura das manchas solares: a ciência moderna não começou quando alguém encontrou a perfeição no céu, mas quando alguém teve a coragem de registrar uma imperfeição, datá-la e olhar de novo no dia seguinte.