Galileo skizzierte sie im Jahr 1610 und diskutierte mit Zeitgenossen darüber, was sie überhaupt waren. Vier Jahrhunderte später sind Sonnenflecken eines der ältesten kontinuierlich beobachteten Phänomene der Wissenschaft – und immer noch der beste visuelle Hinweis darauf, wo die nächste Sonneneruption oder der nächste CME der Sonne kommen wird.

Sonnenflecken sind temporäre dunkle Flecken auf der sichtbaren Oberfläche der Sonne, etwa 1.500 °C kühler als die umgebende Photosphäre – heiß genug, um zu leuchten, aber im Kontrast dunkel genug, um auf der helleren Oberfläche schwarz zu wirken. Sie entstehen dort, wo Bündel von Magnetfeldlinien die Oberfläche durchbrechen und lokal den normalen konvektiven Wärmestrom von unten unterdrücken, weshalb sie kühler sind und kein echtes Loch oder Makel darstellen.

Ein Sonnenfleck besteht typischerweise aus zwei Teilen: einer dunkleren zentralen Umbra, wo das Magnetfeld am stärksten konzentriert und vertikal ist, umgeben von einer helleren Penumbra, wo die Feldlinien in einem flacheren Winkel nach außen fächern. Sonnenflecken reichen von kleinen, kurzlebigen Poren, die einen Tag bestehen, bis zu ausgedehnten Gruppen, die über mehrere Sonnenrotationen hinweg bestehen bleiben können und sich mit der Sonne drehen.

Sonnenflecken werden anhand der Sonnenfleckenzahl (auch Wolf-Zahl genannt, nach Rudolf Wolf, der die Methode 1848 standardisierte) verfolgt: R = k(10g + s), wobei g die Anzahl der verschiedenen Sonnenfleckengruppen ist, s die Gesamtzahl der einzelnen Flecken und k ein Korrekturfaktor, der Unterschiede zwischen Beobachtern und Instrumenten berücksichtigt. Die Kombination von Gruppen- und Einzelfleckenzahl auf diese Weise erfasst sowohl die Ausbreitung der Aktivität als auch deren Intensität in einer einzigen täglichen Zahl.

Dies verleiht der Sonnenphysik einen ungewöhnlich langen kontinuierlichen Datensatz – die Sonnenfleckenzahl wird seit den ersten teleskopischen Beobachtungen im Jahr 1610 verfolgt, länger als fast jede andere wissenschaftliche Messung, die heute noch aktiv genutzt wird, und wird heute vom World Data Center SILSO in Brüssel gepflegt.

Einzelne Sonnenfleckengruppen werden von der NOAA als nummerierte aktive Regionen katalogisiert, bezeichnet als AR gefolgt von einer Nummer (z. B. AR3664, die Region hinter dem Supersturm im Mai 2024, oder AR4366, eine bemerkenswert produktive ‚Flare-Fabrik‘-Region aus dem frühen Jahr 2026). Die Nummerierung erhöht sich einfach, wenn neue Regionen identifiziert werden, und startet periodisch neu, was Prognostikern und der Öffentlichkeit eine konsistente Kurzform bietet, um die Aktivität einer bestimmten Region über die Tage hinweg zu verfolgen, in denen sie der Erde zugewandt bleibt.

Trägt man den Breitengrad jeder Sonnenfleckengruppe über die Zeit eines Sonnenzyklus auf, zeigt sich ein charakteristisches Muster: Flecken des ausgehenden Zyklus erscheinen näher am Äquator, wenn der Zyklus ausklingt, während Flecken des eingehenden Zyklus in hohen Breitengraden auftauchen, manchmal 40° oder mehr vom Äquator entfernt, bevor sie mit der Reifung des neuen Zyklus äquatorwärts driften. Über aufeinanderfolgende Zyklen aufgetragen, ähnelt das überlappende Muster einer Reihe von Schmetterlingsflügeln – daher der Name, erstmals veröffentlicht von dem britischen Astronomen E. Walter Maunder im Jahr 1904.

Das Schmetterlingsdiagramm bleibt eine der nützlichsten visuellen Zusammenfassungen, um den aktuellen Stand eines Zyklus zu beurteilen: Die Beobachtung, ob die neuesten aktiven Regionen in hohen oder niedrigen Breitengraden auftauchen, gibt einen groben Hinweis darauf, ob ein Zyklus gerade beginnt, seinen Höhepunkt erreicht hat oder ausklingt.

Zwischen etwa 1645 und 1715 fiel die Sonnenfleckenaktivität über einen langen Zeitraum auf einen kleinen Bruchteil ihres normalen Niveaus, der heute als Maunder-Minimum bezeichnet wird – das am besten dokumentierte ‚Grand Minimum‘ in der historischen Sonnenfleckenaufzeichnung, und eine Periode, die mit ungewöhnlich kalten Wintern in Teilen Europas zusammenfiel, obwohl der genaue kausale Zusammenhang unter Forschern noch umstritten ist. Selbst die wenigen Sonnenflecken, die in dieser Zeit auftraten, zeigten ein ungewöhnlich schmales Schmetterlingsmuster, das sich auf etwa 15–20° vom Äquator konzentrierte, anstatt der für einen normalen Zyklus typischen 28°-Spanne – ein Hinweis auf einen besonders schwachen zugrunde liegenden magnetischen Dynamo in diesen Jahrzehnten.

Nicht alle Sonnenfleckengruppen sind gleich wahrscheinlich auszubrechen. Die magnetisch komplexesten Regionen – in denen die magnetischen Nord- und Südpolarlichkeiten eng miteinander verwoben sind und nicht sauber getrennt – sind überproportional für große Sonneneruptionen und CMEs verantwortlich, die an anderer Stelle in diesem Wiki ausführlich behandelt werden. Eine große Sonnenfleckengruppe ist nicht automatisch gefährlich; eine kleinere, aber magnetisch verworrenere Region kann eine viel größere, einfachere übertreffen.