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| 太陽耀斑 |
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中文名： 太陽耀斑 外文名 Solar flare 發生部位： 太陽色球層 發生規律： 約11年的周期變化 |
太陽耀斑(Solar flare)是一種最劇烈的太陽活動。周期約為11年。一般認為發生在色球層中，所以也叫"色球爆發"。其主要觀測特徵是，日面上(常在黑子群上空)突然出現迅速發展的亮斑閃耀，其壽命僅在幾分鐘到幾十分鐘之間，亮度上升迅速，下降較慢。特別是在耀斑出現頻繁且強度變強的時候。2014年10月22日，太陽表面釋放一個超級太陽耀斑，被命名為"AR12192"，其面積比地球大14倍，接近於木星。它的等級達到X1.6級，是迄今太陽動力學天文台觀測到最明亮的太陽耀斑。
2013年，NASA曾發布過不同波長下的太陽耀斑圖像。2014年2月24日，太陽發出很大的太陽耀斑，美國宇航局太陽動力學觀測站觀測到不同波長下的太陽耀斑圖像。2014年6月，太陽耀斑在10日和11日兩天內爆發三次X級耀斑，造成地球上部分高頻無線通信短暫中斷。[1]
簡介
太陽耀斑是發生在太陽大氣局部區域的一種最劇烈的爆發現象。它能在短時間內釋放大量能量，引起局部區域瞬時加熱，向外發射各種電磁輻射，並伴隨粒子輻射突然增強。由於太陽光球的背景輻射太強，大多數耀斑不能在白光中觀測到，輻射增強主要是在某些譜線上，其中以氫的Hα線(波長6563埃，顏色為橙紅色)和電離鈣的H、K線(波長分別為3968埃和3934埃)最為突出。當用這些單色光監視太陽色球層時，有時會在活動區附近的譜斑中看到局部小區域的突然增亮。增亮區由原有的譜斑亮度在幾分鐘內迅速增亮幾倍甚至幾十倍，然後在幾十分鐘至1-2小時內緩慢恢復至原有的譜斑亮度。1892年7月，美國天文學家海耳首次觀測到了太陽耀斑的單色像。20世紀50年代以前，太陽耀斑主要是依靠Hα單色光和可見區的光譜觀測，這在地面上比較容易實現。因此，太陽耀斑的早先定義是指Hα單色光看到的太陽色球譜斑中的突然增亮現象，也稱為色球爆發。
多種手段的綜合觀測表明，耀斑發生時，從波長短於1埃的γ射線和X射線，直到波長達幾公里的射電波段，幾乎全波段的電磁輻射都有增強的現象，並發射能量從10電子伏特直到10電子伏特的各種粒子流。其中，電磁輻射增強主要發生在短波輻射(X射線和紫外光)和射電波段。因此，耀斑更準確的定義應包括所有上述一系列的突變現象，而Hα輻射的增強只是耀斑發生的一種次級標誌。
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
太陽大氣中充滿着磁場，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
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(Opticalsolarflare)
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
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
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。