太阳耀斑的发现
我们已经知道平均每隔11年左右，太阳的变化有一次高峰，即黑子相对数达到极大值，这时发生在太阳大气中的一些其他活动，如光斑、谱斑、耀斑、日珥也达到极盛时期，而耀斑则是最强烈的太阳活动，对周围的影响也最大。
用单色光观测色球层会发现有一块块云朵状的亮区，被称为谱斑。用Ⅱ谱线和用Ca谱线观测到的谱斑并不相同。Ca谱斑的结构和光斑很相似，所以有人认为Ca谱斑是光斑在色球层中的延伸。然而Ⅱ谱斑的结构和光斑就有明显的差异，当Ⅱ谱斑的面积突然增大，光度突然增亮时，意味那里正在发生剧烈的爆发，被称为耀斑（耀眼的斑点）。最早发现耀斑是在1859年，那是英国的卡林顿和霍德逊分别观测到的。他们发现在一大群黑子附近有一大片新月形的明亮闪光，以每秒100千米的速度掠过黑子，然后很快消失。后来才认识到这是一次特大的耀斑，而且是白光耀斑。因为一般的耀斑只能通过某些谱线（如Ⅱ）才能看到，而那次用白光就可观测到，所以称为白光耀斑。罕见的白光耀斑是非常珍贵的事件，自1859至1991年，只报道过60次。白光耀斑的空间尺度很小，平均只有十几角秒，持续时间很短（几分钟），释放的能量比普通耀斑大，现有的理论仍不能清楚地解释关于它们的观测事实。
用太阳光单色仪观测一般的耀斑将会看到，有的像猛烈的火山喷发，有的在太阳边缘突然冒出巨大扭曲的拱桥状日珥，增亮区内的物质在猛烈沸腾着，气势极为壮观。耀斑按它的光面积大小分为4级，由1级到4级逐渐增强。一个3级耀斑的光面积大约为地球表面积的50倍，地球上没有任何一种自然现象的规模能与其相比。
耀斑的最大特点是：来势凶猛，其亮度上升很快，下降直至消失却较慢。一般说来，耀斑面积越大，其寿命越长。小耀斑的寿命只有几分至十几分钟，大耀斑可持续几十分钟至1~2小时。在此期间，大量的能量（1022~1026焦）从相当小的体积内释放出来。一个特大的耀斑释放的总能量相当于100亿颗百万吨级氢弹爆炸释放能量的总和，如果把这些能量分配给地球上的人，那么每个人可得到2颗百万吨氢弹的能量。可见耀斑爆发是一场惊天动地的爆炸，不过和太阳输出的总能量相比仍是微不足道的。
由于耀斑是发生在从色球层到日冕（很可能是低日冕）的过渡区中大规模的爆发现象，并引起局部区域等离子体瞬时加热，从而把数十亿吨物质在几秒钟内加速到每秒4~5百千米的速度。由于高能带电粒子的加速，因而产生从X射线、光学乃至射电波段的辐射。特别是其中的紫外线、X射线的辐射通量比宁静时大几个数量级，虽然这些高能部分只占整个太阳电磁辐射的1％，这时太阳在高频波段上表现为一颗激烈骚动的星。除此之外，太阳发生耀斑时，还会喷出大量的高能粒子流（主要成分是质子，也有重核离子），即太阳宇宙线通量也同样增大好几个数量级。
虽然太阳耀斑是发生在太阳上的最为强烈的活动现象，但也只能算作在宁静太阳色球层上发生了一些涟漪，这些微小的扰动一般来说对人类的生活不会产生很大的影响。因为地球上的生灵有着大气层（特别是其中的臭氧层和电离层）和磁层的双重保护，所以可免遭伤害。但在某些场合下则必须考虑耀斑对日地空间和地球物理造成重大的影响。
正如上述，太阳发生耀斑时，发出许多辐射和粒子，其中X光和紫外光只需8分钟就会到达地球。这时地球高层大气中太阳紫外线与X射线的强度突然增大几十甚至几百倍，特别是其中波长为1~10埃的X射线会使低电离层（D层）进一步电离，电子密度增大，使其对短波、超短波的无线电信号的吸收增强，导致下行的无线电波突然变弱，甚至中断，从而造成通信系统、导航系统失灵，卫星图像和数据不能传到地面站等事故。
来自耀斑区的高能粒子流（主要是质子）需几小时后到达地球。由于高能带电粒子有很强的穿透力，难于屏蔽，因而会威胁到航天器舱内的人员和仪器的安全。例如单粒子事件就是引起卫星故障的主要原因之一。所谓单粒子事件是指高能粒子单次轰击在半导体器件上所引起的故障，产生假信号，造成“软”错误，也能引起绝缘被击穿或器件烧毁等“硬”错误。我国风云气象卫星就是因为出现单粒子事件，使卫星失去控制的。
更大量的慢速粒子流则需1~3天才能到达地球，冲击地球的磁层，并把它压缩，使地磁场发生扰动。扰动大的叫做磁暴。磁暴按地磁场强度随时间变化的方式分为两种：一种是磁场强度急剧上升，强度大，时间短的急始型磁暴，另一种是缓始型磁暴。大的急始型磁暴会使科学家们目瞪口呆，这时会严重影响航海和地球物理探矿的正常进行。1989年3月10日太阳长寿命的大爆发所引起的磁暴破坏了加拿大魁北克省735千伏电网，以及美国新泽西州核工厂的变压器。
磁暴往往伴随产生极光。为什么只能在地球两极附近才能看到极光呢？这是因为偶极型的地磁场的磁力线出没于地球两磁极。从太阳飞来的带电粒子，由于受到地磁场的影响，不能作直线运动，只能绕着磁力线旋转，于是沿着弯曲的磁力线螺旋式地运动到地球南、北两极附近的高空。以往人们曾认为带电粒子直接撞击地球两极上空的大气分子、原子引起产生极光，实际上整个过程要复杂得多。带电高能粒子进入地球磁层后，产生两个分别围绕地球南、北磁极的环形电流，其电流强度可达几千万安，电压为4~5万伏。这种电流使大气中的分子、原子激发，当它们退激时便发出极光，就像真空管中放电发出辉光那样。科学家分析极光光谱可以得到高层大气成分的资料。例如，被激发的氧原子可发射波长为5577埃的绿光，和波长为6300埃、6364埃的红光；对于氧分子，离子可发出波长自3914~4700埃的青绿色带状光谱；被激发的氮分子可发出波长为6500~6800埃的深红色光。所以极光大部分呈绿色或青绿色，其中夹杂着淡红色的斑点或条纹，构成了变幻莫测胜似仙境的奇景：在黑暗的夜空中有时像是飘动着巨大的彩带，有时却成为最纯净的、晶莹透亮的雨后彩虹，有时像是从高高的空中悬挂下来的巨大的五彩缤纷的帷幕，有时又像熊熊大火在天空中滚动，上下激荡不止，仿佛被风暴冲卷着。凡亲身目睹过极光的人们都会普遍感到不知该用什么词汇来形容这个自然界的雄伟景象，整个事件像是一场由彩色火花组成的幻景，然而就在他仿佛置身于梦境之中时，一切都悄悄地消逝了。
可惜今天在我国即使最北的漠河地区也极难看到极光。然而由于地磁两极在缓慢地移动，所以能看到极光的地区——极光圈也随着地磁极的漂移而变迁。在古代我国北方的某些地区曾一度有缘靠近极光圈，我国古人把它称为“天剑”，能在夜间照明大地，显然，这就是极光现象了。
耀斑爆发也会引起地球高层大气状态发生变化，对航天器来说，即改变了其热层环境。这是由于电磁辐射的高能部分不像绝大部分的可见光可到达地面，而是绝大部分被高层大气所吸收，大部分能量沉积在100千米以上的高空大气中，从而造成高层大气的温度和密度突变，而该区域恰好是航天器运行的区域。太阳宇宙线的射程短，大部分能量也积累在高层大气中，并在地磁场的作用下聚集到极区，造成高纬度地区高层大气扰动。因此重要的空间活动（如发射卫星等），甚至途经极地的航班，也要避开耀斑爆发时期。1979年7月11日，美国天空实验室（Skylab）在其原来的轨道上提前4年坠落，是当年令人震惊的事件。后来分析认为是由于太阳活动第21峰年比预期提前，太阳活动急剧增强，使高层大气吸收大量热量，温度上升，整个大气膨胀，受热膨胀的大气上升到天空实验室的运行轨道，使耀斑那里的高层大气密度增大，造成天空实验室受到的大气运动阻力增加6倍，于是降低了轨道速度，轨道高度不断下降。虽然采取了调整姿态等一系列措施延长一些时日，但还是比预计时间提早4年坠落。
早在20世纪70年代，天空实验室的宇航员返回地面时，曾兴奋地告诉人们，他们擒获了一个极难捕捉的目标——太阳耀斑，并把它从诞生开始的全部过程记录了下来。观测表明耀斑的确首先在日冕中产生，开始只是微小的核，后来才爆发，并可清晰地看到有一股热云沿弯曲的轨道向下一直冲到太阳表面。显然这个观测事实为磁力线重联理论提供了有力的证据。
太阳耀斑出现时会发出高能电子20世纪80年代，美国的“太阳峰年研究”，日本的“火鸟”和最近日、美合作的“阳光”等卫星，以及高空火箭的观测都显示，日冕（特别是太阳活动区）大部分充满着细长的亮环，即磁力线管，又称磁环或日冕环。它们在太阳表面的趾部或根部位于极性相反的黑子附近。两个或两个以上的磁环相互接触，或单磁环扭转时，也会发生磁力线重联而释放能量，使磁环的相互作用区突然增亮。
20多年来，通过许多太阳物理学家的大量工作，认识到磁场重联是耀斑释放能量的最主要机制。并应用磁流体力学理论，模拟计算了磁重联过程，发现有三种形式，即稳定的、快速的和爆发的。两个磁环接触属于爆发式重联，因磁环相互接近的速度高达每秒几千千米，所以两个磁环结合过程的时间极短。根据观测资料表明，这类磁重联大多数导致产生小耀斑。而一系列规模更小的微耀斑则可能是造成日冕高温的重要因素。此外，物质抛射或磁场切变也能引起磁场重联。总之，磁场如何重联是一种极端复杂的过程，还有许多问题有待于深入研究，这就要求有更加完善的观测手段。我国已研制成功世界上最先进的多通道太阳望远镜，为进一步阐明耀斑机制创造了有利条件。目前已取得了一批重要成果，如观测到太阳耀斑的红移，即在耀斑之前，太阳物质会发生向下的特殊流动。这样，我国科学家为近代太阳物理研究中的重点课题谱写了一项新的内容。
认识太阳
我们在地球上，每天看到太阳东升西落，太阳照亮了大地，带给我们光和热。太阳是太阳系的中心天体，也是距离我们地球最近的一颗恒星，它和地球的平均距离是14960万千米；直径为139万千米，是地球的109倍；体积是地球的130万倍，质量是地球的33万倍，平均密度是1.4克/厘米?。
太阳也在自转，自转周期在日面赤道带约为25天，越接近两极周期越长，在两极区约为35天。太阳上最丰富的元素是氢，其次是氦，此外还有碳、氮、氧和各种金属，和组成地球的化学元素几乎是同样的，只不过组成的比例不同罢了。
太阳是一个炽热的气体大火球，它的外层主要由3层组成：光球、色球和日冕，这几层构成了太阳的大气。
太阳结构示意图通常我们看到的太阳圆面称为光球，厚度有500千米左右，明亮耀眼的太阳光，就是从这层发出来的。
色球在光球的外面，是太阳大气中间的一层，大约延伸到几千千米高度，温度从几千摄氏度上升到几万摄氏度。在月全食的时候，当光球所发出的强烈的光线被月球遮掩住了，我们就能看见这个具有暗红色的气层，因此把这层叫做色球或色球层。
日冕是太阳大气的最外层，这层可以延伸到几个太阳半径那么远，有时甚至更远些。主要由高度电离的原子和自由电子组成，密度非常稀薄。日冕的内层，或称为内冕，温度高达100万摄氏度。日冕的大小和形状与太阳的活动有关。太阳活动极大期，日冕是圆形的；极小期，日冕在太阳两极处缩短，在太阳赤道带突出。内冕的亮度大约为光球的百万分之一，几乎像农历十五、十六晚上的月亮光似的。
以前天文学家观测色球，除了平时用单色光观测，还可在日全食期间观测；而观测日冕，以前只能在日全食时观测，现在可用“日冕仪”经常观测。近年来，人造卫星的观测表明日冕气体因高温膨胀不断向外扩散，抛出的粒子流形成了太阳风。
此外，在太阳的边缘外面，还有像火焰似的朱红色发光的气团，这叫做日珥。有时它以很大的速度射出，可以达到几十万千米高，然后，再向色球层落下来。日珥出现的多少和黑子一样，周期约是11年。平时我们用肉眼是看不到的，只有天文学家用色球望远镜或分光镜等仪器，或在日全食时才能看到它。
太阳黑子的发现
1601年10月，天文观测一代宗师、丹麦天文学家第谷与世长辞。在弥留之际，他把平生积累下来的所有宝贵观测资料都馈赠给了他的学生，一个30岁的德国天文学家开普勒。开普勒幼年时患过小儿麻痹症，双眼视力不济，但他克服了种种困难，仍做了许多天文观测工作。他于1604年发现了著名的蛇夫座超新星（现称开普勒新星），也观测过1607大彗星（后来证实，即是哈雷彗星）。他还深入研究了光学，在伽利略望远镜基础上发明了“开普勒式望远镜”。当然他的最伟大贡献还在于发现了行星运动的开普勒三定律。
