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''' 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160,000,000,000百万吨TNT，超过舒梅克－李维九号彗星撞木星能量的25,000倍）。它们通常，但并非总是，伴随着发生日冕物质抛射的事件。耀斑会从太阳 [[ 日冕 ]] 抛射出电子、 [[ 离子 ]] 、和原子的云气团进入太空。通常，在事件发生后的一两天，这些云气团就可能会到达 [[ 地球 ]] 。这个名词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。

耀斑会影响到太阳所有的 [[ 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。它们产生电磁频谱中所有波长的电磁辐射，从无线电波到伽马射线，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 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和设备的操作。

对太阳耀斑的首度观测是理查·卡灵顿和理查·霍奇森在1859年独立完成的，他们在黑子群当中看见一个小范围的明亮区域。观察 [[ 望远镜 ]] 或 [[ 卫星 ]] 观测到的恒星光度变化曲线，可以推断其他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）与地球擦身而过。估计在2012年至2022年之间，有12%的概率会发生类似的事件

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。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。