Auf der Sonnenoberfläche sind in unregelmäßiger Folge „dunkle Verfärbungen“, die Sonnenflecken, zu sehen. Die Häufigkeit der Sonnenflecken wird durch die Relativzahl erfasst und ist ein Maß für die Sonnenaktivität.
Man zählt die Einzelflecken f und addiert das Zehnfache der Gruppenanzahl g, wobei auch Einzelflecken als Gruppe gelten. Diese Maßzahl der Sonnenaktivität bewährt sich seit über 100 Jahren, ebenso wie die aufwendige Flächenmessung der Sonnenflecken.
Durch die einfache Berechnungsweise lässt sich R in die Vergangenheit zurück abschätzen. Bis 1979 wurden die Daten in der Eidgenössischen Sternwarte in Zürich, seitdem beim Royal Observatory von Belgien gesammelt.
In einem Minimumsjahr liegt R im Mittel bei 5 bis 50, zur Zeit des Maximums bei 200 bis 400. Mit dem 1.Juli 2015 wurde ein neues Zählsystem eingeführt, das zu größeren Zahlen führt.
Durch Astronomen wird seit langem nachgewiesen, dass die Sonnenfleckenhäufigkeit unmittelbar Auswirkung auf die Temperatur der Erde hat.
Insbesondere während des Maunderminimums (1645–1715) hatte die Sonne eine Phase geringer Sonnenfleckenaktivität. Das Minimum fiel mit den kältesten Jahren der Kleinen Eiszeit zusammen, während der in Europa, Nordamerika und China viele sehr kalte Winter auftraten.
Ähnliches trat während des Dalton-Minimums (1790-1830) auf, bei der eine durchschnittliche Abkühlung um 2°C auftrat.
Erstaunlich ist, dass seit 2005 die Sonnenaktivität stark abnimmt, die Sonnenflecken-Relativzahl sinkt und es erneut zu einer Abnahme der durchschnittlichen Temperatur auf der Erde kommt.
In diesem Teilprogramm werden die gemessenen Sonnenflecken seit 1740 grafisch veranschaulicht. Im Diagramm werden die mittlere und die absolute Sonnenfleckenrelativzahl angezeigt.
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