![太陽耀斑[太陽活動現象]](/img/1/ddd/nBnauM3X1UzM2gDO1YDM5YzM1UTM1QDN5MjM5ADMwAjMwUzL2AzL2YzLt92YucmbvRWdo5Cd0FmLzE2LvoDc0RHa.jpg "太陽耀斑[太陽活動現象]")
耀斑發現
1859年9月1日的上午，英國天文愛好者卡林頓照例在自己的天文觀測室里對太陽黑子進行常規的觀測。令他不可思議的事情發生了，日面北側一個大的複雜黑子群附近突然出現了兩道極其明亮的白光，其亮度迅速增加，遠遠超過光球背景，明亮的白光僅維持了幾分鐘就很快消失了。同在這一天，英國天文學家霍奇森也看到了這次太陽上的突發現象。這是耀斑的第一次記錄，同時也是白光耀斑的第一次記錄。
耀斑成因
耀斑發生前所對應的黑子、磁場和Hα觀測太陽大氣中充滿著磁場，磁場結構越複雜，越容易儲存更多的磁能。當儲存在磁場中的磁能過多時，會通過太陽爆發活動釋放能量，太陽耀斑即是太陽爆發活動的一種形式。
長期的觀測發現，大多數耀斑都發生在黑子群的上空，且黑子群的結構和磁場極性越複雜，發生大耀斑的幾率越高。平均而言，一個正常發展的黑子群幾乎幾小時就會產生一個耀斑，不過真正對地球有強烈影響的耀斑則很少。
耀斑分類
太陽耀斑根據觀測手段的不同，主要分為光學耀斑、X射線耀斑等。通常，可見光範圍內的單色光觀測的耀斑習慣地稱為光學耀斑，X射線波段觀測的耀斑稱為X射線耀斑，與質子事件相對應的耀斑則稱為質子耀斑。
光學耀斑
英文名稱：Optical solar flare
Hα觀測的耀斑爆發（BBSO，1972-08-07）太陽爆發時光學波段亮度突然增強的現象，稱為光學耀斑；波長在3900~7000埃之間。耀斑在氫的Hα線和電離鈣的H、K線上最為突出，非常有利於光學耀斑的觀測。
X射線耀斑
英文名稱：X-ray flare
太陽爆發時X射線通量突然增強的現象，稱為X射線耀斑；波長在0.01~100埃之間。耀斑在極紫外波段有明顯表現，可以用來監測。
質子耀斑
英文名稱：Solar proton flare
在耀斑發射的粒子事件中，當地球同步軌道探測到的質子能量大於10兆電子伏的通量超過10pfu時，表明這種事件中有很強的質子流，即發生質子事件，與之相對應的源耀斑稱為質子耀斑。在日地空間行星際磁場的引導下，日面東半球發射的質子一般到不了地球附近，因此質子耀斑主要發生在日面西半球。質子耀斑大多為M級及以上級別的耀斑，發生後1小時~2小時內能夠在地球軌道附近觀測到其引發的質子事件。
白光耀斑
白光耀斑是太陽耀斑中極為罕見的一種，由於能在白光範圍內觀測到而得名。太陽耀斑一般通過白光是不能觀測到的，只有通過Hα線和電離鈣的H、K線才能觀測到。但有時在Hα線所看到的亮區中的一些更小的區域，通過白光也能看到突然增亮現象，持續時間大約幾分鐘，這就是白光耀斑。1859年卡林頓首次觀測的太陽耀斑就是白光耀斑。
耀斑能量
耀斑的持續時間在幾分鐘到幾十分鐘內，在這短暫的時間裡卻能釋放出10 ～10 焦耳的巨大能量，這大約相當於上百億顆巨型氫彈同時爆炸釋放的能量，或者相當於十萬至百萬次強大火山爆發釋放的能量總和，可見其威力之大。不過對於太陽這個巨大的能源來講，它也不過只占太陽輻射總能量的萬分之一左右。
耀斑強度分級
耀斑面積的大小是耀斑輻射規模的重要指數，國際上採用耀斑亮度達到極大時的面積作為耀斑級別的主要依據，同時定性的描述耀斑的極大亮度。根據耀斑的Hα單色光面積大小，光學耀斑分為五級，分別以S、1、2、3、4表示。在級別後加F、N、B分別表示該光學耀斑在Hα線中極大亮度是弱的、普通的、還是強的。所以最大最亮的耀斑是4B，最小最暗的是SF。
| 光學耀斑 級別 | 耀斑面積 ( 單位： 10 太陽半球面積 ) |
| S | <100 |
| 1 | 100～250 |
| 2 | 250～600 |
| 3 | 600～1200 |
| 4 | >1200 |
地球電離層對太陽軟X射線輻射強度變化反應敏感，所以國際上也廣泛採用1~8埃的軟X射線輻射強度對X射線耀斑進行定級。目前按照美國GOES衛星觀測的軟X射線峰值流量的量級將耀斑分成五級，分別為A、B、C、M和X，所釋放能量依次增大。各等級後面的數值表示X射線峰值流量的具體數值。如，M2級表示耀斑軟X射線峰值流量為2×10 瓦/平方米。
一般來講，C級以下的耀斑均為小耀斑；M級耀斑為中等耀斑；X級耀斑則為大耀斑。
2003年10月底至11月初期間的萬聖節太陽風暴中（因正值西方萬聖節期間而得名），太陽上爆發了一系列大耀斑事件。其中，11月4日爆發的X28級耀斑是GOES衛星觀測以來的最大耀斑。
| X 射線耀斑 級別 | X 射線的峰值流量 ( 單位： 瓦 / 平方米 ) |
| A | <10 |
| B | 10～10 |
| C | 10～10 |
| M | 10～10 |
| X | >10 |
耀斑發生規律
耀斑發生隨太陽活動周的變化表現出周期性耀斑的發生頻次隨太陽活動周的變化表現出了11年左右的周期性，爆發位置隨時間呈現蝴蝶圖樣的分布。在太陽活動極大年，平均每天都有M級以上級別的耀斑發生；而在太陽活動極小年，幾乎全年都不發生一個M級以上級別的耀斑。
在一個太陽活動周中，X10級及以上級別耀斑大概出現10次左右，X級耀斑約為200次左右，而M級耀斑約為2000次左右。
影響
歷史記錄
1859年9月，在卡林頓第一次觀測到太陽耀斑爆發後的17.5小時之後，地磁台站記錄到強烈地磁擾動。第二天，世界許多地方（包括我國河北等地）觀察到了美麗的極光。
1942年2月27、28日，英國一雷達站接收到很強的噪音干擾，在這時間正好發生了大耀斑，一天后出現了大磁暴。
1956年9月23日，一些亞洲天文台觀測到一個大耀斑，除伴有上述地球空間環境擾動外，還使地面宇宙線強度大大增強，而且耀斑產生後一小時，在地球背日面半球的極區附近發生了電離層異常吸收現象。更多的耀斑爆發事件的觀測，讓人們逐步認識到耀斑能夠產生顯著的地球環境擾動，影響到人類的生活。
2017年9月3日，由一個代號為AR2673的太陽黑子群引發的，在5天時間內已經爆發了10多次太陽大耀斑，其中9月4日爆發的太陽大耀斑還伴隨有日冕物質拋射，並直接導致了中等太陽質子事件。
空間飛行影響
增強的紫外和X射線輻射使電離層中的電子濃度急劇增大，引發電離層突然騷擾，可導致短波無線電信號衰落，甚至中斷。增強的紫外輻射被地球大氣層直接吸收後，加熱大氣，大氣的溫度和密度升高，從而使人造衛星等空間飛行器的軌道發生改變；紫外輻射的增強還使得原子氧的密度突然增加，從而加快了原子氧對太空飛行器表面的剝蝕作用。
對通信的影響
短波通信主要是靠F層的反射進行的。但是，在發生電離層突然騷擾時，由於D層附近的電子密度突然增大，穿過D層射向E層、F層並反射回地面的無線電波受到強烈的吸收，引起電波的衰減。D層電子密度越大，吸收越強。如果D層的電子密度非常大，以致短波通信的最高可用頻率也遭到嚴重吸收，這時通信將發生中斷。
廣播信號影響
在實際生活中，在我們收聽廣播時，信號會突然變得雜亂，無法收聽，有時我們調調頻率，信號會清楚些，但有時卻仍然無法聽清楚，這種狀況一般過不了多久就會自己恢復。這可能就是遙遠的太陽爆發耀斑對廣播信號的影響。
對導航的影響
甚低頻導航或通信信號主要是在地面與電離層底部之間的一個波導之間傳播，電波在地球和電離層之間來回反射傳播，可以實現遠距離的傳播。當電離層發生突然騷擾時，由於D層的反射高度下降，電離層底部發生變化，導致低頻或甚低頻信號在給定的發射機和接收機之間的傳播相位時延發生變化，嚴重時能產生幾十公里的導航誤差。
耀斑預報
耀斑預報依據的資料與分析耀斑預報是按照C級及以下、M級、X級三個等級，對1~3天內耀斑的發生機率及強度進行的短期預報。目前太陽耀斑的物理預報模型還沒有建立起來，大都依賴於以黑子為中心的活動區的監測和歷史相關資料的統計。
警報級別
對於耀斑的警報級別劃定，通常以地球同步軌道衛星觀測到的太陽X射線流量來表征，這裡射線流量指在單位時間、單位面積上接收到的0.1納米~0.8納米太陽X射線的輻射能量，單位是瓦/米 。不同量級的太陽X射線流量表示不同級別的X射線耀斑，射線流量大於10 瓦/米 為強耀斑，發紅色警報；射線流量大於10 瓦/米 為中等耀斑，發橙色警報；射線流量大於10 瓦/米 為弱耀斑，發黃色警報。太陽X射線耀斑引起地球向陽面電離層電子密度增加，影響短波無線電通信和低頻導航系統。耀斑的級別越高，對短波通信和低頻導航系統的影響愈嚴重。
| 警報級別 | 指標範圍 | 可能的影響和危害 |
| 紅色警報 | 射線流量≥10 | 通信：向陽面大部分地區的短波無線電通信中斷1小時~2小時，信號消失；低頻導航信號中斷1小時~2小時，對向陽面衛星導航產生小的干擾。 |
| 橙色警報 | 10>射線流量≥10 | 通信：短波無線電通信大面積受到影響，向陽面信號損失約1小時，低頻無線電導航信號強度衰減約1小時。 |
| 黃色警報 | 10>射線流量≥10 | 通信：向陽面短波信號強度衰減較小，低頻導航信號強度短時衰減。 |
| 註：射線流量單位：瓦/米 | ||
