太阳大气 [很可能在色球-日冕过渡层] 中一种不稳定过程，在短暂的时间内 [约100-1000秒] 内释放大量能量 [1010尔格] ，引起局部区域瞬时加热、各种电磁辐射和粒子 [质子、电子、中子] 辐射的突然增强。最初是指用单色光观测到的色球H单色辐射突然增强现象，因此又称色球爆发。
耀斑的光学现象 除少数例外，在白光中并不能观测到耀斑。在可见光波段，耀斑的辐射增强主要是在某些谱线上，其中以氢的H线和电离钙的H、K线最为突出。大多数耀斑的光学数据是用一个透过波带位于H中心的窄带滤光器 [Δλ=0。5埃] 得到的。耀斑多半是原有的某些谱斑区在几秒到几分钟的时间内突然增亮。
色球耀斑中最亮区的H线宽度和强度快速增加的阶段称为闪光相，许多高能过程常在这时发生。有的耀斑中会出现一些特别明亮的耀斑核，其直径为3000-6000公里，在太阳硬X射线爆发前约20-30秒开始增亮，而在硬X射线爆发开始后20-25秒亮度达到极大值，持续时间比X射线爆发长2倍。
耀斑核是在高能电子穿透色球时产生的。 一般把增亮面积超过3亿平方公里的称为耀斑，不到3亿平方公里的称为亚耀斑，耀斑大小分为4级，分别以1、2、3、4表示。在耀斑级别后加f、n、b分别表示该耀斑在H线中极大亮度是弱的，普通的，还是强的。所以最大最亮的耀斑表示为4b，最小最暗的是1f。
一年中大耀斑出现的频数随其在11年周期中的位置和活动周大小有很大不同。在1957-1958年太阳活动极大年时，一年中出现的超过3级的大耀斑有20-30个，而在上个极大年仅7-8个。 耀斑亮区在日面上有膨胀、缓慢漂移的现象，最常见的是暗条两侧产生的2条亮带以每秒约10公里的速度向外膨胀。
耀斑往往产生于纵向磁场中性线两侧。并且总是产生于活动区磁场结构复杂且快速变化的区域，特别是在磁场极性相反的区域。 耀斑辐射的主要形式是发射线，而连续辐射是罕见的。在3400-6600埃波段内中等强度以上的耀斑谱线约为90条。虽然日面耀斑亮度相差极大，但是它的光谱特性却不因亮度不同而产生重大差异。
耀斑光谱的特点如下： · 依一定时间顺序出现发射线或吸收线，先是低项的几条巴尔末线和CaII的H、K线线心强度增加，同时原宁静日面上看不见的氦D线呈现为吸收线；接着巴尔末线翼加宽，并可见到高项巴尔末线和金属线的发射线，D线吸收减弱；然后巴尔末线强度继续增加，线翼进一步加宽，D线转变为发射线。
通常日面耀斑的氢巴尔末线非常宽，金属线很窄。 · 耀斑发射线形状不对称。谱线中心位置不变，一翼变强，一翼变弱。通常在耀斑一开始时蓝翼较强，几分钟后蓝翼减弱，红翼变得较强。 日面耀斑的电子密度一般为每立方厘米10个，边缘耀斑的电子密度有随高度增加而下降的趋势，其数值比日面耀斑小一个数量级。
从氢线得出的电子温度为7000-10000K，而从中性氦线得出的温度则为15000-20000K。分析远紫外谱线得出的温度可达24000-1000000K，这是过渡层的温度值，与耀斑的高温部分相对应。 光谱分析推算出耀斑色球部分几何厚度仅10-250公里，和横向尺度相比，显出色球耀斑应是一个薄层结构。
关于色球耀斑形成的机理，目前大都认为它是色球日冕不稳定性的次级效应。耀斑爆发后能量以热传导、高能粒子流或力学方式 [物质下沉、激波] 向下传递给色球，导致各种色球耀斑现象。与耀斑有关的色球、日冕中的光学现象很多，主要有：耀斑前暗条激活、耀斑波、冲浪、喷焰、爆发日珥和环状日珥等。
答：有！ 耀斑对地球空间环境造成很大影响。太阳色球层中一声爆炸，地球大气层即刻出现缭绕余音。耀斑爆发时，发出大量的高能粒子到达地球轨道附近时，将会严重危及宇宙飞行器...详情>>
答：无定论，>=45亿年。详情>>
问：明亮的月亮叫什么月？月初的月亮叫什么月？十五的月亮叫什么月？月末的月亮叫什么月？
答：分别是：明月,新月,圆月,残月详情>>
