Die Sonne ist ein glühender Gasball, in dessen Inneren bei 15 Millionen ° C Kernfusionsprozesse stattfinden. Durch die Verschmelzung von Wasserstoff zu Helium wird gewaltige Energie freigesetzt.

Die synodische Rotation unterscheidet sich von der siderischen (= wahren Rotation) um ca. 2 Tage. Da die Erde sich bei ihrer Wanderung um die Sonne in gleicher Richtung, wie sich auch die Sonne dreht, bewegt, benötigt man 2 Tage länger, bis der gleiche Sonnenmeridian wieder Zentralmeridian ist. Die Sonnenflecken benötigen - sofern sie noch vorhanden sind - somit 27 Tage, um wieder auf der scheinbaren Anfangsposition zu stehen.

Die Sonnenflecken entstehen durch Veränderungen des Energieflusses aus tieferen Schichten. Die Magnetfeldlinien kreuzen hierbei die Photosphäre. Dabei kühlen die Gasmassen von etwa 6000° C auf ungefähr 4500° C ab und erscheinen dem Beobachter dunkel, obwohl sie eigentlich immer noch gleißend hell sind.

Die Sonnenflecken verändern sich. Ihre Entwicklung kann man bei regelmäßiger Beobachtung und Protokollierung sehr gut feststellen.

Sonnenfleckenklassifizierung der Sternwarte der EHT, Zürich:
A: kleiner Einzelfleck
B: kleine bipolare Fleckengruppen
C: bipolare Gruppe mit einem Hoffleck
D: bipolare Gruppe mit zwei Hofflecken
E: große bipolare Gruppe mit mehreren Hofflecken, dazwischen zahlreiche kleinere Flecken ohne Penumbra
F: Höhepunkt der Entwicklung, große Gruppe mit etlichen Hofflecken, die durch gemeinsame Höfe zusammengewachsen sind
G: große bipolare Gruppe, die mit eine größeren Hoffleck, dessen Kern (Umbra) in einzelne Gebiete zerfällt
H: großer Hoffleck mit meist kleineren Einzelflecken
I: kleiner Hoffleck, gelegentlich mit wenigen kleinen Einzelflecken (unipolar)

Sonnenfackeln sind feine, aderreiche Gebilde der Photosphäre. Sie sind ebenfalls Zeichen magnetischer Störungen und treten oft in Zusammenhang mit Flecken auf. Ihre Temperatur liegt bei 7000° C, deshalb sind sie heller als die Sonnenoberfläche. Sie sind nur am Sonnenrand gut zu beobachten.

Die Granulation (lat.: granulum = Körnchen) sind aufsteigende Gasblasen aus tieferen Sonnenschichten mit nur wenigen Bogensekunden Ausdehnung. Sie sind mit unserem Schulequipment wahrscheinlich leider nicht zu beobachten. Vor vielen Jahren bei bestem Seeing konnte ich sie mit einem Selbstbaunewton 850mm/150mm manchmal erkennen und genießen.

Protuberanzen (lat.: protuberare = hervorschwellen) sind glühende Gasausbrüche mit ca. 7000° C über die Chromosphäre hinweg. Sie sind nur im H-Alpha-Licht zu beobachten und sind ebenfalls Reaktionen auf starke Magnetfelder. Sie sind am Rand der Sonne von der Seite her sichtbar und auf der Sonnenoberfläche von oben als dunkle Filamente zu erkennen.