太陽大氣（很可能在色球－日冕過渡層）中一種不穩定過程，在短暫的時間（約102～103秒）內釋放大量能量（1030～1033爾格），引起局部區域暫態加熱和各種電磁輻射射和粒子輻射(質子、電子、中子等)的突然增強。最初是指用單色光觀測到的色球的Hα單色輻射突然增強現象，因此又稱色球爆發。圖1是耀斑的照片。圖2是耀斑電磁輻射綜合圖，圖示各種波段輻射源的高度分佈。
圖1 1972年8月7日的耀斑
耀斑的光學現象 除少數例外，在白光中並不能觀測到耀斑。在可見光波段，耀斑的輻射增強主要是在某些譜線上，其中以氫的Hα線和電離鈣的H、K線最為突出。大多數耀斑的光學數據是用一個透過波帶位於Hα中心的窄帶濾光器（Δλ≈0.5埃）得到的。耀斑多半是原有的某些譜斑區在幾秒到幾分鐘的時間內突然增亮。色球耀斑中最亮區的Hα線寬度和強度快速增加的階段稱為閃光相，許多高能過程常在這時發生。有的耀斑中會出現一些特別明亮的耀斑核，其直徑為3，000～6，000公裡，在太陽硬X射線爆發前約20～30秒開始增亮，而在硬X射線爆發開始後20～25秒亮度達到極大值，持續時間比X射線爆發長二倍。耀斑核是在高能電子穿透色球時產生的。
一般把增亮面積超過3億平方公裡的稱為耀斑，不到3億平方公裡的稱為亞耀斑。耀斑分為四級，分別以1、2、3、4表示，在耀斑級別後加f、n、b分別表示該耀斑在Hα線中極大亮度是弱的，普通的，還是強的。所以最大最亮的耀斑是4b，最小最暗的是1f。一年中大耀斑出現的頻數隨其在11年周期中的位置和活動周大小有很大不同。在1957～1958年太陽活動極大年時，一年中出現的超過3級的大耀斑有20～30個。而在上個極大年僅7～8個。
耀斑亮區在日面上有膨脹、緩慢漂移的現象，最常見的是暗條兩側產生的兩條亮帶以每秒約10公裡的速度向外膨脹。耀斑往往產生於縱向磁場中性線(見磁合並)兩側。並且總是產生在活動區磁場結構復雜且快速變化的區域，特別是在磁場極性相反的區域。
耀斑輻射的主要形式是發射線，而連續輻射是罕見的。在3400～6600埃波段內中等強度以上的耀斑譜線約為90條。雖然日面耀斑亮度相差很大，但是它的光譜特性卻不因亮度不同而產生重大差異。耀斑光譜的特點如下：依一定時間順序出現發射線或吸收線：先是低項的幾條巴耳末線和CaⅡ的H、K線線心強度增加，同時原寧靜日面上看不見的氦D3線呈現為吸收線。接著巴耳末線翼加寬，並可見到高項巴耳末線和金屬線的發射線，D3線吸收減弱。然後巴耳末線強度繼續增加，線翼進一步加寬，D3線轉變為發射線。通常日面耀斑的氫巴耳末線非常寬，金屬線很窄。耀斑光譜的另一特點是耀斑發射線形狀不對稱。譜線中心位置不變，一翼變強，一翼變弱。通常在耀斑一開始時藍翼較強，幾分鐘之後藍翼減弱，紅翼變得較強。日面耀斑的電子密度一般為每立方厘米1013個，邊緣耀斑的電子密度有隨高度增加而下降的趨勢，其數值比日面耀斑要小一個量級。從氫線得出的電子溫度為7，000～10，000K，而從中性氦線得出的溫度則為15，000～20，000K。分析遠紫外譜線得出的溫度可達24，000～1，000，000K，這是過渡層的溫度值，與耀斑的高溫部分相對應。光譜分析推算出的耀斑色球部分幾何厚度僅10～250公裡，和橫向尺度相比，顯出色球耀斑應是一個薄殼結構。
關於色球耀斑形成的機理，目前大都認為它是色球-日冕不穩定性的次級效應。耀斑爆發後能量以熱傳導、高能粒子流或力學方式（物質下沉、激波）向下傳遞給色球，導致各種色球耀斑現象。與耀斑有關的色球、日冕中的光學現象很多，主要有：耀斑前暗條激活、耀斑波（莫爾頓波）、沖浪、噴焰、爆發日珥和環狀日珥等。
耀斑的X射線、遠紫外線和射電輻射現象 隨著射電天文學和航天技術的發展，觀測耀斑的范圍擴展到射電、紫外線、X射線、γ射線等波段。與耀斑有關的各種電磁輻射的爆發都產生在日冕或日冕-色球過渡層裡，溫度高達105～107K，常稱為耀斑的高溫部分。而耀斑的色球光學現象產生在色球或光球上層，溫度較低，稱為耀斑的低溫部分。
太陽X射線爆發和紫外線爆發 太陽的軟X射線爆發是熱輻射或準熱輻射爆發，絕大部分耀斑都伴隨這種熱輻射爆發。硬X射線爆發是脈沖式的非熱輻射爆發。僅少數耀斑才伴隨硬X射線爆發，所以耀斑的基本性質是熱輻射性的（見熱輻射和非熱輻射）。紫外線爆發常和硬X射線爆發、脈沖微波爆發一起出現，時間輪廓彼此相符。這三種電磁輻射都是非熱輻射性的，是粒子被加速到能量小於兆電子伏時在日冕和日冕-色球過渡層形成的(見太陽軟X射線爆發、太陽遠紫外線爆發)。
射電爆發 分為脈沖微波爆發、Ⅳ型爆發、Ⅱ型爆發、Ⅲ型爆發(見太陽射電爆發)。Ⅳ型爆發常和大耀斑有關，Ⅱ型爆發都同質子耀斑有關。統計研究發現硬X射線爆發和微波爆發到達峰值後約兩分鐘才出現Ⅱ型爆發，這表明高能質子加速過程僅在少數耀斑中發生。Ⅲ型爆發大部分與耀斑無關，是另一類粒子－波交互作用過程（見等離子體天體物理學）引起的。但有的大耀斑也伴隨有Ⅲ型爆發。很可能是：弱Ⅲ型爆發發生在日冕高層，和耀斑無關；而強Ⅲ型爆發發生在日冕低層，和耀斑有關。
粒子輻射 太陽高能粒子分為兩類：第一類是持久性粒子輻射，與某種活動區經過日面有關。活動區從日面東邊緣出現後的第二天起，直至轉出西邊緣後40°都輻射粒子。這種質子流是低能的（≈1兆電子伏）。第二類是與耀斑有關的偶發性粒子事件，分為延遲事件和即刻事件；後者很明顯地與耀斑有關，它又分為質子、電子和中子事件（見太陽質子事件、太陽電子事件）。質子和電子事件是耀斑的粒子加速過程中產生的，而中子則聯系到耀斑的核反應。
耀斑中的核反應、中子和γ射線 產生核反應需要高能粒子（能量E>1兆電子伏）轟擊原子核，所以這種現象和白光耀斑一樣是非常稀罕的。許多人試圖直接探測太陽中子但都沒有成功。從大耀斑發生後測得的質子總流中估計中子通量為每平方厘米每秒10～70個。耀斑中的核反應如下：高能質子同氫、氦、碳、氮、氧作用產生中子，其中大部分逃逸，一部分為質子俘獲產生氘核和2.23兆電子伏的γ射線譜線。高能質子同14N或α粒子同12C作用產生正電子，一部分正電子緩慢降落在光球裡同電子作用產生0.511兆電子伏的γ射線譜線。高能質子或α粒子同含量豐富的元素作用產生激發態的同位素，這種激發態核回到基態就發出γ射線譜線，如4.43兆電子伏(12C)和6.14兆電子伏(16O)的譜線。這四條γ射線譜線已在1972年8月4日大耀斑發生時觀測到，從而間接證明瞭中子和核反應的存在。
耀斑的地球物理效應是多種多樣的（見日地關系），主要有軟X射線爆發引起的突然電離層騷擾和太陽耀斑地磁效應，耀斑波引起的行星際激波（見日地間激波和磁流間斷），行星際激波引起的急始磁暴，粒子流引起的磁暴、極蓋吸收效應、極光等。
耀斑的理論模型要說明：耀斑的能源、能量儲存、能量在短時間（10分鐘）內釋放（觸發機制）、能量引起各種熱的和非熱的現象。耀斑理論按磁場是起積極的或消極的作用而分為兩類。前者有佩茨切克、斯特羅克、瑟羅瓦茨基等的中性片（即電流片）模型(圖3)，阿爾文電路中斷模型。後者有皮丁頓波動模型、埃利奧特粒子貯藏模型、卡勒和克雷普林熱致耀斑模型等。
參考書目
Z.┈vestka，Solar flares，D.Reidel Publ.Co.，Dordrecht，Holland，1976.