Zonnevlekken - De zonneschijf vertoont bijna altijd vlekken, die in aantal en grootte sterk varieeren, en dikwijls in groepen bijeenstaan. Men kan ze het gemakkelijkst waarnemen door het zonnebeeld te projecteeren op een scherm, dat aan den kijker is bevestigd. De grootste vlekken hebben dikwijls een middellijn van 80.000 K.M. en meer en overtreffen dus verre de afmetingen der aarde. Dergelijke z. zijn met het bloote oog te zien, dat natuurlijk, tenzij de zon zeer laag aan den horizon staat, door een donker gekleurd glas tegen de al te felle straling beschermd moet worden.
Z. ontstaan in den regel alleen daar, waar fakkels aanwezig waren; soms duren zij maar een paar dagen, soms echter eenige maanden achtereen. Hebben de z. vollen wasdom bereikt, dan onderscheidt men er een donkere kern (umbra) aan, omgeven door een minder donkeren hof (penumbra), die meestal straalsgewijs strepen vertoont. De z. splitsen zich na eenigen tijd in twee en meer deelen, om zich vervolgens in de omringende photosfeer weer op te lossen. Reeds de eerste waarnemers der z., Galilei (1610) en Scheiner (1611), constateerden, dat zij in 12—13 dagen van Oost naar West over de schijf trekken, en bepaalden daaruit de rotatie der zon op 25 dagen. De draaiingsas der zon helt 83° op de ekliptika. Aan de polen der zon komen nooit vlekken voor; evenmin aan den zonsaequator. Het veelvuldigst ziet men ze in strooken tusschen 20° en 30° ter weerszijden van den zonsaequator. Op hoogere breedte is de rotatie der zon, uit de beweging der z. opgemaakt, aanmerkelijk langzamer dan aan den aequator: op 20° breedte loopen zij in 26, op 30° in 27 dagen om de zon.
De meest bekende nieuwere waarnemers der z. zijn Carrington en Spörer. In 1843 vond de amateur-astronoom Schwabe, apotheker te Dessau, dat er in het optreden der z, een periode van ongeveer 11 jaren bestaat, die later door R. Wolf onder gebruikmaking van alle sinds 1610 verrichte waarnemingen op 11.1 jaar is bepaald, maar aan groote schommelingen onderhevig is. In 1860, 1870, 1884, 1894, 1906, 1918 waren de z. zeer talrijk, in 1867, 1879, 1890, 1902, 1914 daarentegen zeer schaarsch. Het laatste minimum viel in 1913.6, het laatste maximum in 1917.6. Na een z.minimum treden de z. eerst vrij ver (30°) van den aequator op; de strook, waarin z. voorkomen, wordt dan elk jaar op geringere breedte aangetroffen (bij het maximum op ongeveer 16°) en zakt in het minimum tot 8° af, waar men nu nog z. vindt, ook als er op een breedte van 30° alweer nieuwe reeksen ontstaan. Aan de 11-jarige periode der z. beantwoordt een 11-jarige periode in het aardmagnetisme: in de jaren, waarin veel z. voorkomen, vindt men de talrijkste en de hevigste magnetische storingen, en eveneens een verhoogde werkzaamheid van het Noorder- en Zuiderlicht.
Ook in andere, met name meteorologische verschijnselen op aarde meent men een 11-jarige periode te zien, en een invloed der z.— Zelfs de „donkere” kern der z. straalt nog een licht uit, dat in sterkte dat der volle Maan 500 malen overtreft (Langley). Door de onderzoekingen van Hale is vastgesteld, dat de z. als draaikolken in de oppervlakte der zon zijn te beschouwen; de werveling der electrisch geladen zonnegassen geeft tot magnetische verschijnselen aanleiding, die men als Zeemaneffect waarneemt, en die den invloed der z. op het aardmagnetisme kunnen verklaren. In de as der werveling zullen de heete zonnegassen vermoedelijk opstijgen en dus afkoelen; hierdoor laat zich de donkere kern der z. begrijpen, en tevens eenige eigenaardigheden (verbreede absorptie-lijnen) van het spectrum I der z. Intusschen kunnen vele kenmerkende eigenschappen der z. volgens Julius ook aan een sterke straalbreking worden toegeschreven. Zie verder onder ZON, waar men ook een afbeelding aantreft.
