Sonnenflecken: Entstehung, Größe, Zyklus 25 und sichere Beobachtung

Von Alexander Merz · Aktualisiert am 2. August 2026 · Angaben geprüft am 14. September 2026

Wer zum ersten Mal einen sicher gefilterten Blick auf die Sonne wirft, erwartet eine makellos glatte Scheibe – und sieht stattdessen dunkle Punkte. Sonnenflecken sind die auffälligsten Strukturen auf unserem Stern und zugleich das älteste Messinstrument der Sonnenforschung: Seit 1610 werden sie durchs Teleskop beobachtet, seit 1849 systematisch gezählt. Ihre Zahl schwankt in einem rund elfjährigen Rhythmus – und dieser Rhythmus entscheidet mit darüber, wie oft in Mitteleuropa Polarlichter zu sehen sind, wie stark Satelliten abgebremst werden und wie unruhig das Weltraumwetter gerade ist.

Dieser Beitrag erklärt, was Sonnenflecken physikalisch sind, wie sie entstehen, wie groß sie werden und wo der aktuelle Sonnenzyklus 25 im Sommer 2026 steht – inklusive der Frage, die uns am häufigsten erreicht: Wie kann ich Sonnenflecken selbst beobachten, ohne meine Augen zu ruinieren?

Der sicherste Einstieg kostet nichts: Projektion durch ein kleines Fernrohr auf ein weißes Blatt, wie weiter unten Schritt für Schritt beschrieben. Willst du direkt hinsehen, führt kein Weg an einem zertifizierten Sonnenfilter vorbei – welcher zu welcher Öffnung passt, steht in der Filter-Übersicht, und die Kaufberatung für Einsteiger nennt die Geräte dazu.

Was sind Sonnenflecken? Einfach erklärt

Die Sonne besitzt keine feste Oberfläche. Was wir als „Sonnenscheibe“ sehen, ist die Photosphäre – jene nur rund 400 Kilometer dünne Schicht, aus der das sichtbare Licht entweicht. Darunter brodelt Plasma in gigantischen Konvektionszellen: Heißes Gas steigt auf, gibt an der Oberfläche Wärme ab, kühlt sich ab und sinkt wieder. Dieses Muster verleiht der Photosphäre ihre körnige Struktur, die Granulation.

Ein Sonnenfleck ist eine Störung dieses Kreislaufs. Wo ein besonders starkes Magnetfeld durch die Photosphäre stößt, wird die Konvektion gebremst – aufsteigendes Plasma kommt nicht mehr durch. Der Nachschub an Wärme versiegt, die Stelle kühlt ab und strahlt weniger Licht ab als ihre Umgebung. Im direkten Vergleich erscheint sie schwarz.

Mit dem Auge allein sind Sonnenflecken nur selten und nur bei sehr großen Gruppen zu erkennen – und dann ausschließlich durch geeignete Filter. Chinesische Chroniken enthalten dennoch bereits Beobachtungen aus den Jahren 165 v. Chr. und 28 v. Chr., vermutlich bei dunstverhangenem Horizont kurz nach Sonnenaufgang.

Umbra und Penumbra: der Aufbau eines Sonnenflecks

Ein ausgereifter Sonnenfleck ist zweigeteilt. Innen liegt die Umbra (der Kernschatten), außen umgibt sie die hellere Penumbra (der Halbschatten). Wer nach dem Kern eines Sonnenflecks sucht, meint genau diese Umbra.

Die Penumbra ist kein diffuser Rand, sondern hochstrukturiert: Sie besteht aus radial nach außen zeigenden Filamenten von nur 100 bis 200 Kilometern Breite. In ihnen strömt Plasma mit bis zu 8 km/s nach außen – ein Effekt, den die Sonnenforschung als Evershed-Strömung kennt. Das Magnetfeld liegt hier deutlich flacher als in der Umbra, weshalb die Konvektion teilweise wieder funktioniert und die Penumbra heller bleibt.

Nicht jeder Fleck erreicht dieses Stadium. Kleine, kurzlebige Flecken ohne Hof heißen Poren. Sie messen selten mehr als 2.500 Kilometer und lösen sich meist innerhalb weniger Stunden wieder auf. Erst ab einem Durchmesser von etwa 3.500 Kilometern bildet sich regelmäßig eine Penumbra aus.

Wie entstehen Sonnenflecken? Das Magnetfeld der Sonne

Die Sonne rotiert nicht wie ein starrer Körper. Am Äquator braucht sie für eine Umdrehung rund 25 Tage, in Polnähe dagegen etwa 35 Tage. Diese differentielle Rotation ist der Motor hinter allem, was auf der Sonne magnetisch passiert.

Das Sonnenplasma ist elektrisch leitfähig, Magnetfeldlinien sind darin gewissermaßen „eingefroren“. Weil der Äquator schneller läuft, werden die ursprünglich von Pol zu Pol verlaufenden Feldlinien Umdrehung um Umdrehung mitgeschleppt, aufgewickelt und verdrillt – wie ein Gummiband, das man immer weiter eindreht. Aus dem geordneten Dipolfeld wird ein zunehmend verknotetes Feld mit stark verstärkten Bündeln.

Wird ein solches Feldbündel stark genug, wird es leichter als seine Umgebung und steigt auf – bis es die Photosphäre durchstößt. Es tritt an einer Stelle aus und an einer zweiten wieder ein. Genau deshalb treten Sonnenflecken fast immer paarweise auf: ein magnetisch nördlicher und ein magnetisch südlicher Fußpunkt derselben Schleife, verbunden durch einen Bogen, der weit in die Korona hinaufreicht.

Weil das Magnetfeld die Konvektion unterdrückt, staut sich unter dem Fleck Energie. Sie entlädt sich später in Sonneneruptionen – der Grund, warum große Fleckengruppen und heftiges Weltraumwetter fast immer zusammen auftreten.

Wie groß sind Sonnenflecken? Der Vergleich mit der Erde

Größenangaben zur Sonne wirken schnell abstrakt. Hilfreich ist deshalb der Vergleich mit dem Erddurchmesser von 12.742 Kilometern – und die Erinnerung daran, wie groß die Sonne insgesamt ist: Ihr Durchmesser beträgt rund 1,39 Millionen Kilometer, gut 109 Erddurchmesser (wie oft die Erde in die Sonne passt).

Insgesamt bleibt die von Flecken bedeckte Fläche jedoch bescheiden: Selbst im Maximum sind es nur 0,1 bis 0,4 Prozent der sichtbaren Sonnenscheibe, im Minimum praktisch null. Deshalb schwankt auch die Gesamthelligkeit der Sonne über einen Zyklus hinweg nur um rund 0,1 Prozent – zu wenig, um das Klima kurzfristig spürbar zu verändern.

Fachlich wird die Fleckenfläche in Millionstel der sichtbaren Hemisphäre (MSH) angegeben. Eine Gruppe von 500 MSH gilt bereits als groß; alles über 1.000 MSH ist selten und meist mit kräftigen Eruptionen verbunden.

Wie lange leben Sonnenflecken? Die Zürcher Klassifikation

Sonnenflecken entstehen, wachsen, zerfallen – und die Astronomie hat dafür ein festes Schema. Die Zürcher Klassifikation (heute in der erweiterten Form nach McIntosh) beschreibt eine Fleckengruppe nach ihrem Entwicklungsstand. Sie ist gleichzeitig eine gute Faustregel für die Lebensdauer.

Die Regel dahinter ist einfach: Je größer und komplexer eine Gruppe, desto länger lebt sie – und desto wahrscheinlicher werden starke Eruptionen. Besonders kritisch sind Gruppen mit sogenannter Delta-Konfiguration, bei denen Nord- und Südpolarität innerhalb einer gemeinsamen Penumbra dicht beieinanderliegen. Fast alle X-Klasse-Flares stammen aus solchen Regionen.

Weil die Sonne rotiert, wandert eine Fleckengruppe in rund 13 bis 14 Tagen einmal quer über die sichtbare Scheibe. Langlebige Gruppen kann man deshalb nach etwa zwei Wochen Pause am Ostrand wieder auftauchen sehen – ein reizvolles Beobachtungsprojekt für alle mit Sonnenfilter.

Die Wolfsche Relativzahl: wie Sonnenflecken gezählt werden

Wie misst man „Sonnenaktivität“? Der Schweizer Astronom Rudolf Wolf führte 1849 in Zürich eine Kennzahl ein, die bis heute weltweit verwendet wird: die Wolfsche Relativzahl, auch Sonnenfleckenrelativzahl oder schlicht Sunspot Number (SSN).

Eine einzelne Gruppe zählt also so viel wie zehn Einzelflecken. Der Grund ist praktisch: Gruppen sind auch bei mäßigem Seeing zuverlässig erkennbar, das Auszählen einzelner Flecken hängt dagegen stark von Teleskop und Luftruhe ab. Der Faktor k gleicht genau diese Unterschiede aus – so werden Messungen unterschiedlicher Sternwarten vergleichbar.

Ein Zahlenbeispiel: Wer drei Gruppen mit insgesamt 22 Einzelflecken zählt und mit k = 1 arbeitet, kommt auf R = 10 · 3 + 22 = 52. Weil die Tageswerte stark schwanken, arbeitet die Forschung meist mit dem geglätteten Monatsmittel über 13 Monate. Zuständig für die offizielle Zählung ist heute das SILSO-Datenzentrum der Königlichen Sternwarte von Belgien in Brüssel.

Wolf selbst rekonstruierte die Relativzahl anhand älterer Aufzeichnungen zurück bis 1749 und legte damit fest, welcher Zyklus die Nummer 1 trägt. Deshalb tragen wir heute die Nummer 25.

Der Sonnenfleckenzyklus: Schwabe, Hale und das Schmetterlingsdiagramm

Der Apotheker Samuel Heinrich Schwabe suchte in Dessau eigentlich nach einem unbekannten Planeten innerhalb der Merkurbahn. Dafür zeichnete er 17 Jahre lang jeden klaren Tag die Sonnenscheibe. Den Planeten fand er nie – dafür 1843 etwas Größeres: Die Zahl der Sonnenflecken schwankt periodisch. Der Schwabe-Zyklus dauert im Mittel 11 Jahre, in der Praxis schwankt die Länge zwischen 9 und 14 Jahren.

Doch der eigentliche Rhythmus ist doppelt so lang. Am Ende jedes Zyklus kehrt sich die Polarität des gesamten Sonnenmagnetfelds um: Was Nordpol war, wird Südpol. Auch die Fleckenpaare wechseln dann ihre magnetische Orientierung, und zwar auf der Nord- und Südhalbkugel gegenläufig. Erst nach zwei Schwabe-Zyklen ist der Ausgangszustand wiederhergestellt – dieser Hale-Zyklus dauert rund 22 Jahre und ist der physikalisch grundlegendere.

Das Schmetterlingsdiagramm

Sonnenflecken erscheinen nicht irgendwo. Zu Beginn eines Zyklus tauchen sie in hohen heliografischen Breiten um 30 bis 35 Grad auf. Im Lauf der Jahre wandern die Entstehungsgebiete immer näher an den Sonnenäquator, bis sie am Zyklusende bei etwa 5 bis 8 Grad liegen. Trägt man Breite gegen Zeit auf, ergibt sich ein Muster aus aneinandergereihten Flügelpaaren – das nach Edward Maunder benannte Schmetterlingsdiagramm. Es zeigt auch, dass sich Zyklen überlappen: Die ersten Flecken des neuen Zyklus erscheinen in hohen Breiten, während die letzten des alten noch am Äquator sitzen.

Das Maunder-Minimum

Der Zyklus ist keine Garantie. Zwischen 1645 und 1715 verschwanden die Sonnenflecken fast vollständig: In diesen 70 Jahren wurden weniger Flecken registriert als heute in einem einzigen aktiven Jahr. Diese Phase heißt Maunder-Minimum und fällt zeitlich mit dem Höhepunkt der „Kleinen Eiszeit“ in Europa zusammen. Ein direkter Kausalzusammenhang gilt als nicht gesichert – Vulkanausbrüche jener Zeit lieferten vermutlich den größeren Beitrag. Belegt ist aber, dass die Sonne auch über Jahrzehnte hinweg praktisch still stehen kann.

Sonnenflecken aktuell: Wo steht Sonnenzyklus 25 im Jahr 2026?

Sonnenzyklus 25 begann im Dezember 2019 mit einer geglätteten Relativzahl von nur 1,8. Die offizielle Vorhersage von 2019 rechnete mit einem eher schwachen Zyklus: Maximum im Juli 2025 bei einer Relativzahl von etwa 115. Die Sonne hielt sich nicht daran.

Das Maximum kam also rund neun Monate früher und fiel deutlich kräftiger aus als vorhergesagt. Zyklus 25 lag über weite Strecken etwa 31 Prozent über dem Niveau von Zyklus 24 und ist damit der aktivste seit über zwanzig Jahren – auch wenn er im historischen Vergleich nur durchschnittlich dasteht. Für Beobachter war das ein Glücksfall: Der Sturm vom 10. und 11. Mai 2024 brachte Polarlichter bis nach Süddeutschland, Italien und Mexiko.

Im Sommer 2026 befindet sich die Sonne in der Abstiegsphase. Die Tageswerte der Relativzahl lagen Ende Juli 2026 bei rund 130 bis 140 – deutlich unter dem Maximum, aber weiterhin auf gutem Niveau. Genau diese Phase ist historisch nicht die ruhigste: Die stärksten geomagnetischen Stürme treten statistisch ein bis drei Jahre nach dem Fleckenmaximum auf, weil dann besonders schnelle Sonnenwindströme aus koronalen Löchern hinzukommen. Die Polarlicht-Chancen bleiben also bis etwa 2027 gut.

Sonneneruptionen und koronale Massenauswürfe

Sonnenflecken selbst tun der Erde nichts. Gefährlich wird, was aus ihnen hervorgeht. In den verdrillten Magnetfeldern über großen Gruppen staut sich Energie, bis die Feldlinien neu verschalten – Physiker sprechen von Rekonnexion. Dabei wird schlagartig Energie frei, die einer Milliarde Wasserstoffbomben entsprechen kann.

Jede Klasse ist zehnmal stärker als die vorhergehende, innerhalb einer Klasse zählt die Ziffer (X2 ist doppelt so stark wie X1). Der stärkste je gemessene Flare war ein X28 im November 2003 – die Messgeräte gerieten in die Sättigung, der Wert ist eine Abschätzung. Das Licht eines Flares erreicht die Erde in gut 8 Minuten; eine Warnung vorab ist damit unmöglich.

Häufig, aber nicht immer, schleudert die Sonne zusätzlich einen koronalen Massenauswurf (CME) ins All: Milliarden Tonnen Plasma samt eingefrorenem Magnetfeld. Diese Wolke ist langsamer als das Licht – sie braucht als Teil des Sonnenwinds im Normalfall zwei bis drei Tage bis zur Erde, in Extremfällen nur rund 15 Stunden. Trifft sie das Erdmagnetfeld, entsteht ein geomagnetischer Sturm.

Auswirkungen auf die Erde: Polarlichter, Satelliten, Stromnetze

Das Erdmagnetfeld lenkt die geladenen Teilchen zu den Polen um. Dort treffen sie auf Sauerstoff- und Stickstoffatome der Hochatmosphäre und bringen sie zum Leuchten – grün in etwa 100 bis 150 Kilometern Höhe, rot darüber. Das Ergebnis sind Polarlichter, die bei starken Stürmen auch in Mitteleuropa zu sehen sind.

Die weniger romantischen Folgen betreffen die Technik:

• Funkverkehr: Röntgenstrahlung eines Flares ionisiert die Tagseite der Atmosphäre. Kurzwellenverbindungen brechen für Minuten bis Stunden zusammen – relevant für Luft- und Seefahrt.
• Satelliten: Die aufgeheizte Hochatmosphäre dehnt sich aus und erhöht die Reibung in niedrigen Umlaufbahnen. Im Februar 2022 verlor SpaceX auf diese Weise 38 frisch gestartete Starlink-Satelliten. Zusätzlich können energiereiche Teilchen die Elektronik direkt schädigen.
• Navigation: GPS- und Galileo-Signale laufen durch die gestörte Ionosphäre und werden ungenauer – ein Problem für Präzisionslandwirtschaft, Vermessung und Autonomes Fahren.
• Stromnetze: Geomagnetisch induzierte Ströme belasten Transformatoren. Am 13. März 1989 legte ein Sonnensturm das Netz der kanadischen Provinz Québec lahm – neun Stunden ohne Strom für sechs Millionen Menschen.

Sonnenflecken beobachten – aber nur richtig gefiltert

Methode 1: Projektion – kostenlos und kindersicher

Die sicherste Methode kommt ganz ohne Filter aus. Man richtet das Teleskop mit abgedecktem Sucher auf die Sonne (ausrichten über den Schatten des Tubus, nicht durchs Okular!) und fängt das austretende Bild auf einem weißen Karton in 30 bis 50 Zentimetern Abstand auf. Die Sonnenscheibe erscheint dort als helle Scheibe, Sonnenflecken sind sofort erkennbar – und mehrere Personen können gleichzeitig zuschauen. Nicht geeignet ist das Verfahren für Refraktoren mit verkitteten Linsengliedern, für Schmidt-Cassegrains und Maksutovs: Dort staut sich Hitze im Tubus.

Methode 2: Folienfilter vor der Öffnung

Der Standard für Weißlicht-Sonnenbeobachtung ist eine Filterfolie, die vor die Teleskopöffnung gesetzt wird – nicht ins Okular. Sie hält über 99,999 Prozent des Lichts zurück, bevor es überhaupt ins Instrument gelangt. Die Baader AstroSolar Safety Folie mit optischer Dichte 5,0 ist seit Jahrzehnten die Referenz und lässt sich auf jede Öffnung zuschneiden. Wichtig ist eine Fassung, die bombenfest sitzt und auch bei Wind nicht abfallen kann.

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Die Standardfolie für sichere Sonnenbeobachtung: OD 5.0 lässt nur 1/100.000 des Lichts durch. Zuschneiden, aufkleben – und Sonnenflecken werden gestochen scharf sichtbar.

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Wer die Folie lieber fertig gefasst kauft oder gleich in Richtung Protuberanzen weiterdenkt, findet in unserer Übersicht zu Teleskopfiltern die Unterschiede zwischen Folienfilter, Herschelkeil und H-Alpha-Filter im Detail. Eine Schritt-für-Schritt-Anleitung zum Zuschneiden der Folie und den passenden Filter für jedes Gerät – vom Fernglas bis zum Seestar – zeigt der Ratgeber Sonne sicher beobachten.

Methode 3: Herschelkeil und H-Alpha

Ein Herschelkeil lenkt nur wenige Prozent des Lichts ins Okular und leitet den Rest nach hinten aus dem Strahlengang. Er liefert deutlich mehr Kontrast als Folie und zeigt die Granulation der Photosphäre – funktioniert allerdings nur an Linsenteleskopen. Ein H-Alpha-Filter wiederum blendet alles außer einer einzigen roten Spektrallinie aus und macht Protuberanzen und Filamente sichtbar. Das ist die faszinierendste, aber auch mit Abstand teuerste Variante.

Was du tatsächlich siehst

Schon ein kleines Teleskop ab 60 Millimetern Öffnung zeigt bei ruhiger Luft Umbra und Penumbra getrennt. Ab etwa 80 Millimetern werden die Penumbra-Filamente sichtbar, ab 100 Millimetern die Granulation der umgebenden Photosphäre. Der beste Zeitpunkt ist der Vormittag: Später heizt der Boden auf, die Luft flimmert und das Bild wird unruhig. Wer noch kein Instrument hat, findet in unserem Teleskop-Test passende Modelle – für den Einstieg lohnt zusätzlich der Blick in unseren Ratgeber zum Teleskop für Einsteiger.

Übrigens: Dieselbe Ausrüstung hast du auch für die Sonnenfinsternis am 12. August 2026 gebraucht, die in Deutschland als partielle Verfinsterung zu sehen war. Wer jetzt Sonnenflecken übt, ist beim nächsten Mal bestens vorbereitet.

Rekorde: Die größten Sonnenflecken der Geschichte

Die größte je vermessene Fleckengruppe erschien im April 1947. Sie erreichte rund 6.000 Millionstel der Sonnenhemisphäre – das entspricht einer Fläche von etwa 35 Erdscheiben und war zeitweise mit bloßem Auge (durch Filter) sichtbar. Zum Vergleich: Typische Maxima des 20. Jahrhunderts brachten Spitzengruppen von etwa 3.000 MSH hervor, der schwache Zyklus 24 kam nur auf rund 1.600 MSH.

Der höchste je registrierte Monatswert der Relativzahl stammt aus dem Dezember 1957 mit rund 360 – dem Höhepunkt von Zyklus 19, dem stärksten Zyklus der Messgeschichte. Er fiel ausgerechnet in das Internationale Geophysikalische Jahr und in die Zeit der ersten Satellitenstarts.

Häufige Fragen zu Sonnenflecken

Warum sind Sonnenflecken dunkel?

Weil starke Magnetfelder dort die Konvektion blockieren und kein heißes Plasma mehr nachströmt. Die Stelle kühlt auf etwa 4.270 Kelvin ab und strahlt nur rund 30 Prozent des normalen Lichts ab. Absolut betrachtet ist sie immer noch glühend hell – dunkel erscheint sie nur im Kontrast zur rund 1.500 Grad heißeren Umgebung.

Wie heiß ist ein Sonnenfleck?

Die Umbra erreicht etwa 4.270 Kelvin (rund 4.000 °C), die Penumbra etwa 5.207 Kelvin. Die ungestörte Photosphäre liegt bei etwa 5.770 Kelvin.

Was ist der Kern eines Sonnenflecks?

Der Kern heißt Umbra. Er ist der dunkelste, kühlste Bereich mit dem stärksten und nahezu senkrecht stehenden Magnetfeld von bis zu 4.000 Gauß. Umgeben wird er von der helleren Penumbra mit ihren radialen Filamenten.

Wie groß können Sonnenflecken werden?

Große Gruppen erreichen rund den zehnfachen Erddurchmesser, also etwa 120.000 Kilometer. Die größten dokumentierten Gruppen überspannten mehr als 200.000 Kilometer.

Wie lange dauert ein Sonnenfleckenzyklus?

Der Schwabe-Zyklus dauert im Mittel 11 Jahre, tatsächlich schwankt er zwischen 9 und 14 Jahren. Der vollständige magnetische Hale-Zyklus mit Rückkehr zur Ausgangspolarität dauert rund 22 Jahre.

Wie viele Sonnenflecken gibt es gerade?

Ende Juli 2026 lag die tägliche Relativzahl bei etwa 130 bis 140. Zyklus 25 hat sein Maximum im Oktober 2024 bei einer geglätteten Relativzahl von 161 überschritten und befindet sich in der Abstiegsphase; das nächste Minimum wird um 2030 erwartet.

Kann man Sonnenflecken mit bloßem Auge sehen?

Nur sehr große Gruppen und nur durch eine zertifizierte Sonnenfinsternisbrille. Ohne Filter ist der Blick in die Sonne auch mit bloßem Auge schädlich. Historisch wurden solche Riesenflecken bei Dunst oder tiefem Sonnenstand vereinzelt notiert – die chinesischen Berichte aus dem Jahr 165 v. Chr. gehören dazu.

Beeinflussen Sonnenflecken das Wetter oder das Klima auf der Erde?

Die Gesamtstrahlung der Sonne schwankt über einen Zyklus nur um etwa 0,1 Prozent – zu wenig, um das Wetter oder die aktuelle Erwärmung zu erklären. Nachweisbare Effekte gibt es in der Hochatmosphäre und beim Weltraumwetter. Über sehr lange Zeiträume wie das Maunder-Minimum wird ein schwacher Klimaeinfluss diskutiert, gilt aber als nicht abschließend geklärt.

Haben Sonnenflecken etwas mit Altersflecken auf der Haut zu tun?

Nein. Der Begriff „Sonnenflecken“ wird umgangssprachlich manchmal auch für sonnenbedingte Pigmentflecken auf der Haut verwendet. Das ist ein rein sprachliches Zusammentreffen; dieser Beitrag behandelt ausschließlich das astronomische Phänomen auf der Sonne.

Wo kann ich Sonnenflecken aktuell live sehen?

Die NASA-Sonde SDO liefert rund um die Uhr aktuelle Bilder der Sonnenscheibe, und das SILSO-Zentrum der Königlichen Sternwarte von Belgien veröffentlicht täglich die offizielle Relativzahl. Für den eigenen Blick durchs Teleskop brauchst du einen Sonnenfilter vor der Öffnung.

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