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耀斑

太阳表面突然闪光现象
（重定向自閃焰）
关于有类似现象的恒星，请见“闪光星”。

耀斑是在太阳的盘面或边缘观测到的突发闪光现象，它会释放出高达6 × 1025焦耳的巨大能量（大约是太阳每秒钟释放总能量的六倍，或相当于160拍吨(petaton)TNT，超过舒梅克－李维九号彗星撞木星能量的25,000倍）。太阳喷发的粒子与辐射可能危害地球，例如1859年的卡灵顿事件(Carrington Event)，太阳风冲击地球磁场造成磁暴(geomagnetic storm)，产生美丽的极光，也导致当时的电报线路起火故障，而科学家研究地球化学史，发现超级磁爆大约一万年发生一次，强度是卡林顿事件的数千倍，如果发生在现代，将造成网络断线与电力网损坏。它们通常但并非总是伴随着发生日冕物质的抛射[1]。日冕抛射出的电子、离子、和原子云气团耀斑会从太阳进入太空。一般来说在该事件发生后的一两天，这些云气团可能就会到达地球[2]。这个名称也适用在发生类似现象的恒星，但通常会使用“恒星耀斑”来称呼。

在2012年8月31日爆发的太阳耀斑(日焰)，曾一直徘徊在太阳的大气层、日冕，有着长长的日珥/丝状体喷发至太空中。
太阳动力学天文台（SDO）在2011年6月7日以极紫外线纪录的太阳耀斑和它的日珥喷发。
来自NASA戈达德太空飞行中心的太阳物理学家艾力克斯杨在2012年预测的太阳活动。
太阳上的磁场演变。

耀斑会影响到太阳全部的大气层（光球、色球和日冕）。当等离子体物质被加热至数千万K的温度时，电子、质子和更重的离子都会被加速至接近光速。它们产生的电磁频谱，从无线电波到伽马射线，包括所有波长的电磁辐射。然而绝大部分的能量都在可见光范围之外，因此绝大多数的耀斑都是肉眼看不见的，必须要用不同的仪器观测不同的频率。耀斑发生在围绕着太阳黑子的活能层，强烈的磁场从那儿穿透光球联接日冕和太阳内部的磁场。 耀斑会突然（时间的尺度在几分钟至几十分钟）释放储藏在日冕中的磁场能量；日冕物质抛射（CME）也可以释放出相等的能量，但是这两者之间的关系尚不明确。

耀斑发射的X射线和紫外线辐射会影响地球的电离层，扰乱远距离的无线电通讯。在分米波长的电波辐射会直接干扰雷达和使用这些波长的仪器与设备的操作。

对太阳耀斑的首度观测是理查·卡林顿和理查·霍奇森在1859年独立完成的[3]，他们在黑子群当中看见一个小范围的明亮区域。检视望远镜或卫星观测到的恒星光变曲线，可以推断其它恒星是否产生恒星耀斑。

太阳耀斑发生的频率随着平均11年的活动周期变动，从太阳活跃期的一天数个，到宁静期的一星期不到一个，有很大的变化（参见太阳周期）。大的耀斑出现的频率远低于小的耀斑。

根据NASA的观测，在2012年7月23日，一个有着巨大和潜在破坏力的太阳超级风暴（耀斑、日冕物质抛射、和太阳电磁脉冲（英语：Nuclear electromagnetic pulse#E3））与地球擦身而过[4][5]。估计在2012年至2022年之间，有12%的概率会发生类似的事件[4]

成因

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耀斑发生时会加速带电粒子，主要是电子与等离子体物质进行相互作用。科学研究表明是磁重联的现象负责带电粒子的加速。在太阳，磁重联可能发生在太阳拱圈 －一系列密接的磁场线循环。这些快速重新连结成回路的磁场线进入低处，拱圈其余未重联的磁力线缠绕着呈现螺旋状的结构。这些磁重联结时突然释放的能量是粒子被加速的源头。未重联且缠绕在周围的磁场线和它所包含的物质可能会猛烈的 向外扩张，形成日冕物质抛射[6]。这也解释了为什么耀斑的爆发通常都在磁场较为强烈，也比平均活跃的活能层。

虽然，这是一般所认同的耀斑成因，但细节仍不为人所知。尚不清楚磁场的能量如何转化为粒子的动能，也不知道如何将粒子加速，甚至超越千万电子伏特的能量。对于被加速粒子的总数，有时似乎总是大于循环中粒子数量的不一致性，也尚无法解决。即使在现在，科学家还是无法预测耀斑[来源请求]。

分类

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强大的X级耀斑产生的辐射风暴会给飞越极区的航空旅客带来极光和小剂量的辐射。
 
在2010年8月1日，太阳出现C-3级的耀斑（在左上角的白色区域），一个太阳海啸（右上角像波状的结构）和多个带磁性的丝状体悬浮在这颗恒星的表面上[7]。
有多艘太空船观测到2014年3月20日的X-级耀斑。

太阳耀斑依照太空探测器静止环境观测卫星（GOES）在地球附近测量到的X射线峰值通量（波长在100至800皮米之间），按照每平方米的瓦特数（W/m2）分为A、B、C、M或X几个不同的等级。

分类 峰值通量在100至800皮米（picometre）
（瓦特/米平方）
A < 10−7
B 10−7 - 10−6
C 10−6 - 10−5
M 10−5 - 10−4
X 10−4 - 10−3
Z [来源请求] > 10−3

这些分级的尺度是线性展开的，每一级再细分为1-9阶（X级除外），所以X-2耀斑的能量是X-1的两倍，是M-5的4倍。X级的最高纪录已经达到X-28（见下文）。

然而，理论上认为1859年的极端事件，其强度应该超过X-40，所以可能再扩增出Z级。

Hα分类法

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早期的耀斑分类是依据Hα的光谱观测。这项计划使用表面的发射和强度，强度是用来定性的，耀斑区分为：f（微弱，faint）、n（普通，normal）或b（明亮，brilliant）。发光的表面以半球面（总半球区域AH = 6.2 × 1012 km2）的百万分之一为单位来度量，其叙述如下：

分类 修正面积
[半球的百万分]
S < 100
1 100 - 250
2 250 - 600
3 600 - 1200
4 > 1200

一个耀斑被分类为S或以一个数字代表它的大小加上一个字母，表示其峰值强度，v.g.：Sn是一个普通的次耀斑[8]。

 
红线代表X射线总通量1至8埃（光谱线波长单位），蓝线代表总通量0.5至4埃。基本上，图线代表太阳所放出的两种不同能量的X射线的持续性。那些高峰代表因耀斑所导致的太阳X射线突然增加。

意外事故

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2011年8月9日，X6.9级的太阳耀斑。
 
这个耀斑引发了一个日冕大量射（CME），但此CME未朝向地球，因此预测不会造成影响[9]。
主条目：磁暴和K-指标

太阳耀斑强烈的影响地球附近的太空天气。它们可以产生的太阳风可以携带高能量的微粒，就是所知的太阳质子事件。这些粒子可以影响地球的磁气圈（参见地磁风暴条目），伴随的辐射会危害太空船和太空人。此外， 日冕大量抛射（CME）有时会伴随着巨大的耀斑发生，会引发磁暴，已知1989年3月磁暴就使卫星停用，并使地球上的电力网络受损而中断很长的一段时间。

主条目：太阳电波发射（英语：Solar radio emission）

X等级的耀斑辐射的软X射线通量会使上层大气层的离子增加，可以干扰短波的无线电通讯和加热外层的大气，从而增加对低轨道卫星的阻尼，导致轨道受到拖累而衰减。磁层中的高能粒子能引发南极光和北极光。来自硬X射线的能量可以损害太空船的电子产品，它们一般都是来自色球层上层大量等离子体物质抛射的结果。

主条目：太阳质子事件

太阳耀斑的辐射风险是载人火星任务、月球或其它行星讨论和主要关切的事项。高能质点可以穿透人体，造成生物化学损害 [10]，对在星际旅行中的太空人造成危害。这需要某种形式的物理或磁性遮罩来保护太空人。大多数的质子风暴在目视察觉后两小时的时间才会到达地球轨道。在2005年1月20日的太阳耀斑，曾经直接测量到最集中的质子释放 [11]，至少给了太空人15分钟的时间抵达庇护所。

观测

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耀斑可以产生整个电磁频谱的辐射，但是各部分的强度不同。在“白光”的部分不会特别强烈，但某些的原子谱线会非常明亮。它们通常在X射线产生轫致辐射，和在无线电波产生同步辐射。

历史

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光学观测：卡灵顿在1859年9月1日使用望远镜投影的影像，在没有滤镜的筛检下，首度观察到耀斑。这是一个非常激烈的'理查·克里斯多福·卡林顿'白光耀斑，因为耀斑集中在Hα的波段上产生大量的辐射。通常通过安装在小型望远镜上的窄频滤波器（≈1 Å）观看，耀斑并不会很明亮。但多年来Hα即使不是太阳耀斑资料的唯一来源，也是主要的资料来源；有时也会用其它波段的滤波器观测。

电波观测：在第二次世界大战期间，1942年2月25和26日，英国的雷达观察到来源不明的辐射，操作员史坦利·海伊解释为来自太阳的发射，但他们的发现直到战争结束后才被公开。同一年，索斯沃斯（英语：George Clark Southworth）也观察到来自太阳的电波，但同样的直到1945年以后才被公布。在1943年，格罗特·雷伯，第一位电波天文学家，报告观测到来自太阳的160百万赫兹电波。快速发展的电波天文学显示太阳许多活动的许多新特点，像是风暴和爆发，都与耀斑有关。今天，地基的电波远镜可以使用100MHz到400GHz的频谱观察太阳。

太空望远镜：从开始太空探索以来，望远镜就被送上太空，它们工作的波 段包括耀斑非常明亮，但会完全被大气吸收，比紫外线短的波长。从20世纪的70年代开始，一系列的GOES卫星使用软X射线观察太阳，它们的观测成为量测耀斑的标准测量，逐渐降低了Hα分类的重要性。许多不同的仪器使用硬X射线观察太阳，今天最重要的仪器是鲁文·拉高能太阳光谱成像仪（RHESSI，Reuven Ramaty High Energy Solar Spectroscopic Imager）。尽管如此，以紫外线观察太阳这颗恒星的影像，揭示出令人难以置信的细节，显示出太阳日冕的复杂性。太空探测器还会携带电波检测器，使用很长很长（长达几公里），不能通过电离层的电波观察太阳。

光学望远镜

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连续两张成功的太阳耀斑照片。在照片中的太阳盘面被遮蔽住，以使随同耀斑突出的日珥有更好的视觉效果。

电波望远镜

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太空望远镜

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下列太空探测器的以观察耀斑为主要的任务目标。

  • 阳光卫星：阳光卫星（最初的名称是太阳A）自1991年开始使用各种仪器观察太阳，观测的时间跨到了下一个极大期，直到2001年才失效。用于观测的两件主要仪器之一是软X射线望远镜（Soft X-ray Telescope，SXT），是扫掠来自光子的1KeV等级低能量的X射线望远镜；另一架硬X射线望远镜（Hard X-ray Telescope，HXT），是准值和计数高能量的X射线（15-92KeV），并产生合成影像的仪器。
  • 太阳风（英语：WIND (spacecraft)）：太阳风探测器致力于行星际物质的研究。由于太阳风是其主要的驱动力，因此太阳风探测器携带的仪器可以追溯太阳耀斑的影响。这艘探测器的一些实验包括：非常低频的光谱仪（WAVES）、粒子检测器（EPACT，SWE）和磁强计（MFI）。
  • GOES：GOES探测器是在从1970年代中期，在围绕地球的同步轨道上的一系列，使用相似的方法测量Solrad（英语：Galactic Radiation and Background）的软X射线的人造卫星。GOES的X射线观测通常用来分类耀斑，以A、B、C、M、和X 来区分不同能量强度的耀斑。X级的耀斑通常在1-8 Å 有一个活动的通量高峰，能量大约在0.0001 W/m2以上。
  • RHESSI：拉马第高能太阳光谱成像探测器被设计来观测从软X射线（3KeV）到伽马射线（〜20MeV）能量的高分辨光谱。此外，它有执行空间分辨光谱和高分辨率光谱的能力。
  • SOHO：太阳和太阳风层探测器是ESA和NASA合作的探测器，自1995年12月开始观测，迄今仍在正常作业中。它携带12种不同的仪器，包括极紫外成像望远镜（英语：Extreme ultraviolet Imaging Telescope）（EIT）、大角度和光谱日冕仪（英语：Large Angle and Spectrometric Coronagraph）（LASCO）、和迈克尔逊多普勒成像仪（MDI）。SOHO 是在地球-太阳的L1晕轨道上绕行的探测器。
  • TRACE：太阳过渡区与日冕探测器是NASA小探测计划（英语：Small Explorer program）（SMEX），以获得高角分辨和时间分辨率的太阳日冕和过渡区影像。它使用173 Å、195 Å、284 Å、和1600 Å的滤镜，在这些波段上获得最佳0.5角秒的空间分辨率。
  • SDO：太阳动力学天文台是NASA的专案计划，携带三种不同的仪器：日震和磁像仪（HMI）、大气成像组件（AIA）、和极紫外变异实验仪（EVE）。它在与地球同步的地球同步轨道上，从2010年2月开始运作[13]。
  • 日出卫星：日出卫星最初的名字是太阳B，是日本宇宙航空研究开发机构在2006年9月发射的探测器，能以更高的分辨率观察太阳耀斑。它的仪器与仪表来自国际合作，包括美国、英国、挪威和非洲，侧重在被认为是耀斑来源的强磁场。这种研究有助于未来对耀斑的预测，从而可以尽量减少危及人造卫星与太空人的影响因素[14]。
  • ACE：先进成分探测器是于1997年进入地球-太阳的L1晕轨道上绕行的探测器。它携带了分光计、磁强计和带电粒子探测器分析太阳风。及时太阳风（RTSW）的信号不断传给NOAA，协地面站提供日冕大量抛射对地球的预警。
  • MAVEN：火星大气与挥发物演化任务于2013年11月18日从卡奈维尔角的美国空军基地发射，它的首要任务是了解火星的高层大气。MAVEN 的目标是确定火星大气气体损失至太空中，在时间的穿越上对火星气候变化的影响。MAVEN 上的极紫外线（EUV）显示器是朗缪尔探针和波（LPW）仪器的一部分，用来测量太阳的极紫外线以及波的输入和变动，对火星高层大气加热的影响[15]。

巨大耀斑的例子

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2012年6月的太阳喷发过程，费米的短片观察到其中能量最高的部分。
2012年7月6日，在太阳右下角的1515太阳活能层释放出X1.1等级的耀斑，峰值在美东夏令时间7:08 PM。这个耀斑造成无线电断讯，依美国国家海洋暨大气总署的标示为R3，它开始的强度是R1，最强时达到R5。
 
2012年3月的太空天气[16]。

第一个被观察到的，也是历史上最强大的耀斑[17]出现在1859年9月1日，是由英国天文学家卡灵顿和独立观测员Richard Hodgson报告的。这个事件被称为1859年太阳风暴或卡灵顿事件。这个耀斑可以用肉眼看见（在白光），并且在古巴和夏威夷等热带纬度产生令人赞叹的极光，还使电报系统着火[18]。这个耀斑在格陵兰的冰川留下的硝酸和铍-10的痕迹，在今天依然可以据此测量出其强度[19]。Cliver和Svalgaard[20]，重建这个耀斑的影响，并和过去150年里的其他事件比较。他们用如下的语词描述：尽管1859年的事件有竞争的对手，或是非常强劲的竞争对手，但在太空天气的活动上，在将近150年所有事件的清单上，它是唯一每一项纪录都是出现在顶端或靠近顶端的事件。

在现代，使用仪器测量到最大的太阳耀斑现在2003年11月4日。这个事件是由GOES测量到的，糗造成所有的仪器都达到饱和，因此它的分类只是近似的。起初，依据GOES的曲线去推断，估计是X28级[21]，后来分析电离层受到的影响，建议类为X45级[22]。这个事件首度明确的纪录到100GHz以上，新的频谱组成[23]。

其他几个较大的耀斑发生在2001年4月2日（X20）[24]、2003年10月28日（X17.2和10）[25]、2005年9月7日（X17）[24]、2011年2月17日（X2）[26][27][28] August 9, 2011 (X6.9),[9][29]、2012年3月7日（X5.4）[30][31] July 6, 2012 (X1.1)[32]；2012年7月6日，在英国的子夜12时太阳风暴来袭[33]。当AR1515太阳黑子出现X1.1的耀斑爆发时，太阳上另一个AR1520也出现X1.4的耀斑[34]，并在这个星期内，于2012年7月15日侵袭地球[35]，还有G1-G2的地磁风暴事件[36][37]。2012年10月24日出现X1.8级的耀斑[38]。2013年初，已经有巨大的太阳耀斑活动，特别是在2013年5月12日开始的48小时内，共有4个X级的太阳耀斑，强度从X1.2以上至X3.2[39]；后者是2013年最强大的耀斑之一[40][41]。离开复杂的太阳黑子活能层AR2035-AR2046，在2014年4月25日0032UT爆发了强烈的X1.3级太阳耀斑，并且中断了地球白昼区域的短波通讯。NASA的太阳动力学天文台记录到这个耀斑 （页面存档备份，存于互联网档案馆）和来自这次爆炸的极紫外线辐射。

耀斑喷射

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耀斑喷射是和太阳耀斑相关联的一种喷发类型[42]。它们涉及比日珥喷发更快速喷出的物质[43]，并达到每秒20至200公里的速度[44]。

预报

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目前对太阳耀斑的预测仍然有其问题，因为没有证据显示太阳上的活跃区一定会发生耀斑，而且耀斑也不一定发生在活跃区。然而，太阳黑子和活跃区与耀斑有许多细直上的关联。例如，磁场复杂的区域（基于视线的磁场），称为会产生大耀斑的三角点。麦克因托倡建了简单的黑子分类法，以外观形状的复杂性来分类黑子[45]，通常被用做预测耀斑的一个起点[46]。预测通常用来显示在24或48小时内发生M级或X极耀斑发生的概率，并由NOAA处理这种的预测[47]。

相关条目

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参考资料

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来源

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  • Solar Flares NASA Video from 2003

外部链接

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