2DARK天文志

伴随着粒子的瞬间加速，等离子体加热和大规模的物质流动，耀斑是发生太阳大气中一种猛烈的“爆发”。一般认为耀斑的产生源于磁场能量的快速释放，这些磁场一般位于太阳黑子附近的活动区域，磁力线穿越日冕层。对于最壮观的耀斑来说，其爆发过程中有10^32尔格数量级的能量被释放。如此巨大的耀斑一年只发生几次，其中最大的两次峰值间隔11年。小的耀斑则刚好达到现代探测器的探测极限——大约释放10^27尔格数量级的能量。这些小耀斑的持续时间一般只有几秒钟；它们的出现同样遵循11年的周期，每天大约出现几十个峰值。
太阳耀斑最早是在可见光波段被探测到的。然而这些所谓的“白光耀斑”最初并没有引起人们的注意，因为它们和来自太阳大气强烈而稳定的可见光辐射相比实在是太难被探测到了。（太阳耀斑一般通过白光是不能观测到的，只有通过H线和电离钙的H、K线才能观测到。但有时在H线所看到的亮区中的一些更小的区域，通过白光也能看到它的突然增亮现象，持续时间大约几分钟，这就是白光耀斑。）你可以从下面的图中看到这类耀斑：其背景为软X射线波段的日冕，右下角是耀斑的放大图，其中蓝白部分为硬X射线波段探测到的耀斑，而等值线所围部分为“白光耀斑”——两者比较而言“白光”耀斑几乎觉察不到。一般来说，耀斑的辐射是全波段的：从最长的无线电波到高能伽玛射线。从HESSI卫星拍摄的照片可以看到：耀斑和背景（宁静太阳）相比，最大的反差体现在X射线和伽玛射线波段（而不是可见光）。更重要的是，这些不可见的辐射携带了大量能够直接反映耀斑性质的信息——X射线耀斑是由爆发过程中被激发的高能电子相互碰撞而产生的；而伽玛射线主要由高能质子和其它重离子的相互作用而产生。

在大型耀斑的发生过程中，X射线和伽玛射线流往往比爆发前要增强好几个数量级。下图显示了1989年3月6日发生的一次大型耀斑辐射能量流随时间的变化关系。

其变化过程简述如下：
1． 耀斑前阶段（世界时13：50到13：56）：软X射线辐射逐渐增强，但是硬X射线和伽玛射线辐射非常微弱。
2． 脉冲相：硬X射线和伽玛射线辐射快速增长并伴随有强烈的上下跳跃，跳跃一般持续几秒到几十秒不等；软X射线辐射比原来增长得更加迅速，它的变化时标和硬X射线的变化大致吻合。
3． 渐进相：这一阶段开始于世界时14：06左右，硬X射线和伽玛射线辐射呈指数规律衰退，而软X射线辐射在继续增长并达到一个次极大后才开始衰减，其衰减速度比较平缓。
4． 硬X射线和伽玛射线辐射的第二个峰值出现在世界时14：10左右。比起脉冲相，这一阶段更富有变化。我们应该注意到这一阶段软X射线辐射继续平缓地衰减。
X射线和伽玛射线的产生过程相当复杂，从而使得它们所对应的谱线难以捉摸（不论是发射谱线还是吸收谱线）。下图是一张巨型耀斑的合成光谱图，图中X轴表示携带不同能量的光子即能量范围，Y轴描绘的是不同能量光子对总能流的贡献。长波软X射线辐射（能量从小于1KeV到几十KeV）由热等离子体产生，等离子体的温度至少达到了10^7K。

通过自由电子和原子核的碰撞，热等离子体辐射软X射线。这一过程叫做韧致辐射，因为电子在离子电场的作用下运动轨道发生扭转或偏移。这一类型的辐射有着标志性的连续谱线：随着单个光子能量的不断增大其总体辐射流强度按指数规律减弱——这一关系可以用来估计等离子体的温度。更进一步的研究使得人们能够得出辐射强度随等离子体温度变化的关系。
短波硬X射线的辐射机理也被归结为韧致辐射，但产生这种辐射的电子比周围等离子体环境中的电子具有更高的能量。这使得短波硬X射线的谱线不再具有软X射线谱线的特征——其衰减比较平滑，呈现幂律谱的特征。这一特征谱线一直延伸到伽玛射线波段，在某些情况下甚至能超过100MeV的能量范围。
伽玛射线辐射来源于质子和重离子的相互作用。高能质子和不同原子核间的相互作用使得伽玛射线的谱线比韧致辐射更加复杂。人们已经发现了很多不同的伽玛射线谱。辐射最初起源于太阳大气中含量较为丰富的碳、氮、氧等元素的衰变。各种不同伽玛射线谱的强度间接反映了质子和靶元素的信息。
需要进一步说明的是：由于粒子的高速运动，伽玛射线谱发生了多普勒致宽。于是，谱线的形状由进一步间接反映了各种不同粒子运动速度的信息。