Derzeit befindet sich die Sonnenaktivität im langsamen Abstieg ihres rund elfjährigen Zyklus, aber bis zum nächsten Minimum werden noch einige Jahre vergehen. Somit bleibt unserem Zentralgestirn noch genügend Zeit, für einen wechselvollen Verlauf zu sorgen. Aktive und inaktive Regionen wechseln sich auf der Sonne ab, sodass wir im Lauf einer rund vier Wochen dauernden Rotationsperiode unterschiedliche Gebiete von der Erde aus beobachten können. Im Mai gewannen sowohl die inaktiven als auch die aktiven Sonnenregionen gegenüber dem Vormonat etwas hinzu (siehe »Viele Flecken Ende Mai«).

Kurzfristige Entwicklungen können hierbei über Monate hinweg dem langfristigen Abwärtstrend entgegenlaufen, denn Aktivitätsgebiete treten meist gehäuft auf. So entstehen Schübe mit längeren dazwischenliegenden Pausen. In diesem Sinn stieg die von der Fachgruppe Sonne der Vereinigung der Sternfreunde e. V. (VdS) ermittelte vorläufige Monatsrelativzahl im Mai dieses Jahres auf 100,4 an, gegenüber Werten von 85,7 im April und 88,6 im März 2026. Geeicht wurden diese Werte gemäß der aktuellen international gültigen Zählweise des Solar Influences Data Analysis Center (SIDC) in Belgien.

Trotz der erhöhten Aktivität im Mai lässt sich feststellen, dass sich die Sonnenaktivität bereits ein gutes Stück vom Maximum entfernt hat. Dies beweist die relativ geringe Häufigkeit von Strahlungsausbrüchen (englisch: flares). Im Mai traten auf der Vorderseite der Sonne nur zwei Flares der zweitstärksten Klasse M auf, und zwar am 16. und am 22. des Monats. Allerdings wissen wir von Satellitenbeobachtungen der Sonnenrückseite, dass dort zur Mitte des Monats erheblich mehr los war. Für die Statistik zählt hingegen stets nur die Aktivität auf der uns zugewandten Sonnenseite. Dies ist kein Mangel, denn infolge der Sonnenrotation können wir monatlich jeden Längenbereich unseres Zentralgestirns knapp zwei Wochen lang beobachten.

Das Geschehen auf der Sonne wird jeden Monat durch eindrucksvolle Fotos unserer Leser dokumentiert (siehe www.spektrum.de/leserbilder/astronomie/). So gelangen auch diesmal sehr detaillierte Aufnahmen – nicht nur im Weißlicht, sondern auch im Spektralbereich der Wasserstofflinie H-alpha. Hier zeigt die Sonne einen gänzlich anderen Anblick: Hellere Bereiche verraten Aktivitätsgebiete, und Protuberanzen sind vor dem Hintergrund der Sonnenscheibe als lange, dunkle Gebiete zu erkennen (siehe »Schmale Filamente«). In ruhenden Protuberanzen, gestützt durch stationäre Magnetfelder, kondensiert heißes Plasma aus der Korona und regnet langsam auf die oberhalb der Fotosphäre liegende Chromosphäre herunter.

Andererseits belegt eine aktuelle Studie des Max-Planck-Instituts für Sonnensystemforschung, wie bedeutend auch der umgekehrte Weg ist (siehe suw.link/AP-1): Innerhalb aktiver Protuberanzen befördern magnetische Fluktuationen Materie der Chromosphäre hinaus in die Korona und sorgen dort für Nachschub. Im Vergleich zu Eruptionen ist dieser Prozess energetisch um mehrere Größenordnungen geringer – er ist jedoch kontinuierlich und ergiebig.

Es gibt also noch viel auf der Sonne zu beobachten, und der Einstieg ist recht einfach: Bereits ein kleiner Refraktor mit Projektionsschirm ermöglicht die Beobachtung von Flecken.