Seit der Erfindung des Fernrohrs hat man die Erscheinungen auf der Sonnenoberfläche intensiv beobachtet [1]. und studiert. Heutzutage wird die wechselnde Aktivität der Sonne laufend mit Hilfe spezieller Sonnenteleskope und permanent auf die Sonne ausgerichteter Satelliten überwacht.
Sonnenflecken in einer aktiven Region (© Royal Swedish Academy of Sciences)
Schon im Jahr 1610 fielen dem Jesuiten und Mathematiker Christoph Scheiner (1579–1650) und dem ostfriesischen Magister Johannes Fabricius (1587–1616) unabhängig voneinander dunkle Flecken auf, die im Laufe von 14 Tagen von einem Sonnenrand zum anderen wanderten. Daraus schloss man schon recht bald, dass die Sonne mit einer Periode von rund einem Monat rotiert. Heute wissen wir, dass unser Zentralgestirn als gasige Kugel nicht starr rotiert, sondern differentiell. Das heißt, mit zunehmender heliographischer Breite nimmt die Rotationsdauer von 25 Tagen am Sonnenäquator bis auf 35 Tage an den Sonnenpolen zu. Verglichen mit anderen Sternen rotiert die Oberfläche der Sonne mit einer Geschwindigkeit von zwei Kilometern pro Sekunde am Äquator aber eher langsam. Der Zentralbereich der Sonne, ihr Kern, rotiert hingegen fast viermal schneller und benötigt nur eine Woche für eine komplette Drehung um die Sonnenachse. Dies ergab eine Neuauswertung langjähriger Aufzeichnungen der Sonnenoszillationen, die mithilfe des Satelliten SOHO gewonnen wurden. Es zeigte sich, dass Schwerewellen, die das tiefe Sonneninnere durchqueren, auch die kleinräumigen Schwingungen an der Sonnenoberfläche geringfügig beeinflussen. Die ungewöhnlich rasche Rotation des Kerns stammt aus der Frühphase des Sonnensystems und hängt vermutlich mit der Entstehung der Sonne aus einer rotierenden Gas- und Staubwolke zusammen.
Die Sonnenflecken selber erscheinen dunkel, weil es sich um bis zu 1500 Grad Celsius kältere Regionen in der rund 5500 Grad Celsius heißen Photosphäre handelt. Sie heben sich grau- bis pechschwarz in dem heißeren Umfeld ab. Im Jahre 1843 gelang es dem Apotheker und Amateurastronomen Samuel Heinrich Schwabe (1789–1875) nachzuweisen, dass die Zahl der Sonnenflecken mit einer elfjährigen Periode schwankt. Dem elfjährigen Sonnenfleckenzyklus sind möglicherweise noch längere Perioden überlagert, die auf der Erde zusammen mit vulkanischer Aktivität, der Bewaldungsdichte und der Stärke von Meeresströmungen mit globalen Temperaturschwankungen geringen Ausmaßes [2] in Verbindung gebracht werden. Die größten Flecken auf der Sonne sind bis zu 20 Erdradien ausgedehnt und können mehrere Monate lang stabil bleiben. Als Ursache der Fleckenbildung nimmt man an, dass sich die solaren Magnetfeldlinien im differentiell rotierenden Geschwindigkeitsfeld der Sonne aufspulen und mit den elektrisch geladenen Teilchen des heißen Sonnengases auf komplexe Weise wechselwirken. Die „gestörten Zonen“, die dabei lokal entstehen, werden als dunkle, kühlere Stellen sichtbar. Etliche Forschungssatelliten haben dazu aufschlussreiche Erkenntnisse geliefert und liefern sie noch immer wie zum Beispiel der Solar Dynamics Orbiter der NASA. Die Photosphäre wird von der etwa 10.000 Kilometer dicken und kühleren Chromosphäre überlagert, die bei Verfinsterungen der Sonne durch den Erdmond kurzzeitig als rötlicher Farbsaum zu erkennen ist. Das Sonnenlicht wird durch die extrem stark verdünnte Sonnenatmosphäre gestreut, was sich auffallend und schön als strahlenkranzförmige Sonnenkorona während der Totalitätsphase einer Sonnenfinsternis zeigt. Die Sonnenkorona umgibt die Sonne bis in eine Entfernung von ein bis zwei Sonnenradien, reicht also etwa anderthalb Millionen Kilometer in den Weltraum hinein. Von ihr geht der Sonnenwind aus, ein ständig vorhandener Teilchenstrom, der aus freien Elektronen und Atomkernen besteht (86 Prozent Wasserstoffkerne, 13 Prozent Heliumkerne, ein Prozent schwerere Atomkerne). Die hohen Teilchengeschwindigkeiten des Plasmas entsprechen in der Korona kinetischen Temperaturen von einigen Millionen Grad Kelvin.
[1] Die Sonne darf niemals mit einem Fernrohr ohne entsprechende zertifizierte Sonnenfilter direkt beobachtet werden – sonst droht eine schwere Schädigung der Augen.
[2] Natürliche Schwankungen der Sonneneinstrahlung und stratosphärische Vulkanaerosole beeinflussten im vergangenen Jahrhundert nur geringfügig den Treibhauseffekt, mit Ausnahme kurzer Perioden nach großen Vulkanausbrüchen wie z.B. Santa Maria (1902) und Pinatubo (1991).