太阳耀斑

太阳表面上的一种突然、快速的增亮现象被称为太阳耀斑。耀斑发生时在从射电、经光学、紫外、极紫外、X射线、到伽玛射线的电磁波的所有波段上都可以产生强烈的辐射。一个耀斑可以释放从10²⁰焦耳到10²⁵焦耳的能量。日冕物质抛射通常会伴随大耀斑产生。下图给出一个耀斑在171埃、131埃的极紫外观测和17GHz的射线成像观测的合成图。

太阳耀斑形态各异。理查德•卡林顿（Richard Carrington）在1859年9月1日利用宽波段的光学望远镜首次观测到太阳耀斑。这个耀斑表现为一个黑子群中局域的小范围的亮区，也被认为是人类观测到的第一个白光耀斑。下图（a）展示了1972年8月7日利用大熊湖太阳天文台在H-alpha谱线上观测到的一个海马耀斑图像。这个耀斑由两条亮带组成（双带耀斑），这些亮带中间有亮的耀斑环相连。在射电波段，Grote Reber在二战期间首先探测到来自耀斑的辐射。作为一个例子，下图（e）显示了野边山天文台在微波波段对一个大耀斑的成像观测。二战之后开始的空间探索，为太阳耀斑的观测打开了许多窗口。特别是在极紫外和X射线这些被大气层屏蔽的波段，太阳耀斑可以被空间卫星详细观测。下图（b）显示的是2000年7月14日在极紫外195埃波段由过渡区及日冕探测（TRACE）卫星观测到的巴士底耀斑的后环。（c）显示的是2006年12月17日由日本日出（Hinode）卫星在X射线波段观测到的尖头状耀斑后环结构。（d）显示的是美国Reuven Ramaty太阳高能谱成像仪（RHESSI）卫星在2002年7月23日探测到的第一个伽玛射线耀斑的硬X射线成像。耀斑产生的高能电子、离子和中性原子也可以被空间卫星探测到。大部分太阳耀斑无法用肉眼观测。人们需要借助于专门的仪器来观测耀斑。

太阳耀斑可以产生温度达几千万度的高温等离子体和像宇宙射线一样的高能电子、质子和原子核。它们对日冕、色球层和光球层产生广泛影响。高能粒子可以在电磁波的所有波段产生辐射同时加热背景等离子体。耀斑释放的能量主要由高温等离子体在极紫外波段辐射出去。这些高温等离子体也可以产生从射电到X射线的辐射。短时标窄频宽的射电爆发也可以通过相干等离子体过程产生。

耀斑产生的X射线和紫外线可以影响地球电离层、中断远距离微波通讯。耀斑产生的分米波辐射可以干扰雷达等工作在这些波段的电子设备。高能粒子可以对人类的空间设施造成损伤。带电粒子沿磁力线传播，它们通常在耀斑爆发之后的几个小时到达地球附近，对来自耀斑的电磁波的观测可以用来预报这些高能粒子的到达时间。

通常认为太阳耀斑是由储存在日冕非势磁场中的自由能通过磁重联过程驱动的。它们可以持续从几分钟到几个小时，大耀斑通常持续时间更长。根据参与磁重联过程的磁场的拓扑结构的不同，伴随耀斑过程可以产生日冕物质抛射和喷流。

根据从二十世纪70年开始美国国家大气与海洋局（NOAA）的地球同步环境卫星（GOES）系列在1-8埃软X射线能段对耀斑流量的观测，按照峰值流量的高低由低到高，耀斑可以被分为A、B、C、M、X等五个级别。X级耀斑最大，它们的峰值流量高于10^-4W/m²。每类之间流量峰值差一个量级。同一类型内部用线性尺度标注耀斑大小。所以X2类耀斑的峰值流量比M2类高10倍，比C5类高40倍。根据耀斑在H-alpha上观测到的辐射区域面积的大小，以太阳半球面积的百万分之一为单位，耀斑可以被分为五个等级：即S 级(面积<100）、 1级 (面积100-250)、 2级 (面积250-600)、 3级 (面积600-1200)和4级 (面积>1200)。

耀斑的爆发频率变化很大，太阳活跃期每天可以有多个耀斑爆发，太阳宁静期每个星期平均爆发的耀斑数不到一个。耀斑爆发频率也遵从11年的太阳活动周期。大耀斑爆发的频率比小耀斑要低，耀斑在1-8埃软X射线能段峰值流量的频数分布接近于谱指数是2的幂律分布。