เปลวสุริยะคือการปล่อยรังสีแม่เหล็กไฟฟ้า ที่มีความรุนแรงและเกิดขึ้นเฉพาะจุด ในชั้นบรรยากาศของดวงอาทิตย์เปลวสุริยะเกิดขึ้นในบริเวณที่มีกิจกรรมสูงและมักจะ (แต่ไม่เสมอไป) เกิดขึ้นพร้อมกับการปลดปล่อยมวลโคโรนาเหตุการณ์อนุภาคสุริยะและปรากฏการณ์การปะทุของดวงอาทิตย์ อื่นๆ การเกิดเปลวสุริยะจะแตกต่างกันไปตาม วัฏจักรสุริยะ 11 ปี

เชื่อกันว่าเปลวสุริยะเกิดขึ้นเมื่อพลังงานแม่เหล็ก ที่สะสม อยู่ในชั้นบรรยากาศของดวงอาทิตย์เร่งอนุภาคที่มีประจุในพลาสมา โดยรอบ ส่งผลให้เกิดการปล่อยรังสีแม่เหล็กไฟฟ้าทั่วสเปกตรัมแม่เหล็กไฟฟ้ารูปแบบเวลาทั่วไปของการปล่อยรังสีเหล่านี้มีสามระยะที่สามารถระบุได้ ได้แก่ระยะนำร่องระยะฉับพลันเมื่อการเร่งอนุภาคมีบทบาทสำคัญ ระยะค่อยเป็นค่อยไปซึ่งพลาสมาร้อนที่ถูกฉีดเข้าไปในโคโรนาโดยเปลวสุริยะจะเย็นลงด้วยการรวมกันของรังสีและการนำพลังงานกลับลงไปยังชั้นบรรยากาศด้านล่าง และระยะอัลตราไวโอเลตสุดขั้ว (EUV) ระยะสุดท้าย ที่ยังไม่สามารถอธิบายได้ในปัจจุบัน ^{[ 1 ]}ซึ่งเกิดขึ้นในเปลวสุริยะบางครั้ง

รังสีอัลตราไวโอเลตและรังสีเอ็กซ์ ที่มีความเข้มสูง จากเปลวสุริยะจะถูกดูดซับโดย ชั้นบรรยากาศ ตอนบนของโลกด้านที่หันเข้าหาแสงแดด โดยเฉพาะอย่างยิ่งชั้นไอโอโนสเฟียร์และไม่สามารถทะลุลงมาถึงพื้นผิวโลกได้ การดูดซับนี้อาจทำให้การแตกตัวเป็นไอออนของชั้นไอโอโนสเฟียร์เพิ่มขึ้นชั่วคราว ซึ่งอาจรบกวน การสื่อสาร ทางวิทยุคลื่นสั้นการพยากรณ์เปลวสุริยะเป็นหัวข้อการวิจัยที่กำลังได้รับความสนใจอย่างมาก

ปรากฏการณ์เปลวสุริยะยังเกิดขึ้นกับดาวฤกษ์ ดวงอื่น ๆ ด้วย ซึ่งในกรณีนั้น จะใช้ คำว่า " เปลวสุริยะของดาวฤกษ์ "

เปลวสุริยะเป็นการปะทุของรังสีแม่เหล็กไฟฟ้าที่เกิดขึ้นในชั้นบรรยากาศของดวงอาทิตย์^{[ 2 ]}ส่งผลกระทบต่อทุกชั้นของชั้นบรรยากาศของดวงอาทิตย์ ( โฟโตสเฟียร์โครโมสเฟียร์และโคโรนา ) ^{[ 3 ]}ตัวกลางพลาสมาถูกทำให้ร้อนขึ้นถึง >10 ⁷ เคลวินในขณะที่อิเล็กตรอนโปรตอนและไอออนที่ หนักกว่า ถูกเร่งความเร็วให้ใกล้เคียงกับความเร็วแสง^{[ 4 ] [ 5 ]}เปลวสุริยะปล่อยรังสีแม่เหล็กไฟฟ้าออกมาทั่วสเปกตรัมแม่เหล็กไฟฟ้าตั้งแต่คลื่นวิทยุไปจนถึงรังสีแกมมา^{[ 3 ]}

เปลวสุริยะเกิดขึ้นในบริเวณที่มีกิจกรรมมักจะอยู่รอบจุดดวงอาทิตย์ซึ่งสนามแม่เหล็ก ที่รุนแรง แทรกซึมผ่านชั้นโฟโตสเฟียร์เพื่อเชื่อมต่อโคโรนากับภายในดวงอาทิตย์ เปลวสุริยะได้รับพลังงานจากการปลดปล่อยพลังงานแม่เหล็กที่สะสมอยู่ในโคโรนาอย่างฉับพลัน (ในช่วงเวลาไม่กี่นาทีถึงหลายสิบนาที) การปลดปล่อยพลังงานเดียวกันนี้อาจทำให้เกิดการพุ่งของมวลโคโรนา (CME) ได้เช่นกัน แม้ว่าความสัมพันธ์ระหว่าง CME และเปลวสุริยะจะยังไม่เป็นที่เข้าใจดีนัก^{[ 6 ]}

การปะทุของแสงอาทิตย์เกี่ยวข้องกับการพ่นของเปลวสุริยะ^{[ 7 ] ซึ่งเกี่ยวข้องกับการพ่นวัสดุที่เร็วกว่าการปะทุของโปรมิเนนซ์ [ 8 ] และ}มีความเร็วถึง^{20 ถึง} 2,000 กิโลเมตรต่อวินาที^{[ 9 ]}

เปลวสุริยะเกิดขึ้นเมื่ออนุภาคประจุที่เร่งความเร็ว โดยส่วนใหญ่เป็นอิเล็กตรอน ทำปฏิกิริยากับ ตัวกลาง พลาสมาหลักฐานชี้ให้เห็นว่าปรากฏการณ์การเชื่อมต่อสนามแม่เหล็กนำไปสู่การเร่งความเร็วอย่างมากของอนุภาคประจุ^{[ 10 ]}บนดวงอาทิตย์ การเชื่อมต่อสนามแม่เหล็กอาจเกิดขึ้นบนโครงข่ายสุริยะ ซึ่งเป็นประเภทของปรากฏการณ์ ที่ประกอบด้วย ห่วงโคโรนาที่เกิดขึ้นใกล้กันหลายชุดตามแนวเส้นแรงแม่เหล็ก^{[ 11 ]}เส้นแรงเหล่านี้จะเชื่อมต่อกันอย่างรวดเร็วในโครงข่ายห่วงด้านล่าง ทำให้เกิดสนามแม่เหล็กแบบเกลียวที่ไม่เชื่อมต่อกับส่วนที่เหลือของโครงข่าย การปลดปล่อยพลังงานอย่างฉับพลันในการเชื่อมต่อนี้เป็นต้นกำเนิดของการเร่งความเร็วของอนุภาค สนามแม่เหล็กแบบเกลียวที่ไม่เชื่อมต่อและวัสดุที่บรรจุอยู่ภายในอาจขยายตัวออกไปอย่างรุนแรงก่อให้เกิด CME ^{[ 12 ]}นี่เป็นเหตุผลที่เปลวสุริยะมักปะทุขึ้นจากบริเวณที่มีกิจกรรมบนดวงอาทิตย์ซึ่งมีสนามแม่เหล็กที่แข็งแกร่งกว่ามาก

แม้ว่าจะมีความเห็นพ้องกันโดยทั่วไปเกี่ยวกับแหล่งที่มาของพลังงานของเปลวสุริยะ แต่กลไกที่เกี่ยวข้องยังไม่เป็นที่เข้าใจอย่างถ่องแท้ ยังไม่ชัดเจนว่าพลังงานแม่เหล็กถูกแปลงเป็นพลังงานจลน์ของอนุภาคได้อย่างไร และยังไม่ทราบว่าอนุภาคบางส่วนสามารถเร่งความเร็วไปถึงช่วง GeV (10⁹ อิเล็กตรอนโวลต์) และสูงกว่านั้นได้อย่างไร^{นอกจาก}นี้ยังมีความไม่สอดคล้องกันบางประการเกี่ยวกับจำนวนอนุภาคที่ถูกเร่งความเร็วทั้งหมด ซึ่งบางครั้งดูเหมือนจะมากกว่าจำนวนทั้งหมดในห่วงโคโรนา^{[ 13 ]}

หลังจากเกิดการปะทุของเปลวสุริยะ วงแหวนหลังการปะทุที่ประกอบด้วยพลาสมาร้อนจะเริ่มก่อตัวขึ้นข้ามเส้นกลางที่แยกบริเวณที่มีขั้วแม่เหล็กตรงข้ามกันใกล้แหล่งกำเนิดเปลวสุริยะ วงแหวนเหล่านี้ขยายจากโฟโตสเฟียร์ขึ้นไปในโคโรนาและก่อตัวขึ้นตามแนวเส้นกลางที่ระยะห่างจากแหล่งกำเนิดมากขึ้นเรื่อยๆ เมื่อเวลาผ่านไป^{[ 15 ]}เชื่อกันว่าการคงอยู่ของวงแหวนร้อนเหล่านี้ยังคงดำเนินต่อไปเนื่องจากความร้อนที่เกิดขึ้นเป็นเวลานานหลังจากการปะทุและในช่วงระยะการสลายตัวของเปลวสุริยะ^{[ 16 ]}

ในเปลวสุริยะที่มีกำลังแรงเพียงพอ โดยทั่วไปคือเปลวสุริยะระดับ Cหรือสูงกว่านั้น วงโคจรอาจรวมกันเป็นโครงสร้างโค้งยาวที่เรียกว่าซุ้มประตูหลังการปะทุ โครงสร้างเหล่านี้อาจคงอยู่ได้ตั้งแต่หลายชั่วโมงไปจนถึงหลายวันหลังจากเปลวสุริยะเริ่มต้น^{[ 15 ]}ในบางกรณี ช่องว่าง พลาสมา มืดที่เคลื่อนที่ไปทางดวงอาทิตย์ ที่เรียกว่าการไหลลงเหนือซุ้มประตูอาจก่อตัวขึ้นเหนือซุ้มประตูเหล่านี้^{[ 17 ]}

ความถี่ของการเกิดเปลวสุริยะจะแตกต่างกันไปตามวัฏจักรสุริยะ 11 ปี โดยทั่วไปแล้วอาจมีตั้งแต่หลายครั้งต่อวันในช่วงที่ดวงอาทิตย์มีกิจกรรมสูงสุดไปจนถึงน้อยกว่าหนึ่งครั้งต่อสัปดาห์ในช่วงที่ดวงอาทิตย์มีกิจกรรมต่ำสุด นอกจากนี้ เปลวสุริยะที่มีพลังงานสูงกว่าจะเกิดขึ้นน้อยกว่าเปลวสุริยะที่มีพลังงานต่ำกว่า ตัวอย่างเช่น เปลวสุริยะ ระดับ X10 (รุนแรง) เกิดขึ้นโดยเฉลี่ยประมาณแปดครั้งต่อวัฏจักร ในขณะที่เปลวสุริยะระดับ M1 (เล็กน้อย) เกิดขึ้นโดยเฉลี่ยประมาณ 2,000 ครั้งต่อวัฏจักร^{[ 18 ]}

ในปี พ.ศ. 2527 Erich Riegerและเพื่อนร่วมงานได้ค้นพบช่วงเวลาประมาณ 154 วันในการเกิด เปลว สุริยะที่ปล่อยรังสีแกมมาอย่างน้อยตั้งแต่รอบสุริยะที่ 19 [ ^{19 ] ช่วง}เวลานี้ได้รับการยืนยันในข้อมูลฟิสิกส์ดวงอาทิตย์ส่วนใหญ่และสนามแม่เหล็กระหว่างดาวเคราะห์และเป็นที่รู้จักกันทั่วไปในชื่อช่วงเวลา Rieger นอกจากนี้ยังมีการรายงาน ฮาร์มอนิกเรโซแนน ซ์ ของช่วงเวลานี้ จากข้อมูลประเภทต่างๆ ส่วนใหญ่ใน เฮลิโอสเฟียร์ ด้วย

การกระจายความถี่ของปรากฏการณ์เปลวสุริยะต่างๆ สามารถอธิบายได้ด้วยการกระจายแบบกำลังตัวอย่างเช่น พบว่าฟลักซ์สูงสุดของการปล่อยคลื่นวิทยุ รังสีอัลตราไวโอเลตสุดขั้ว และรังสีเอ็กซ์แบบแข็งและอ่อน^{พลังงาน}รวมและระยะเวลาของเปลวสุริยะ (ดู§ ระยะเวลา ) เป็นไปตามการกระจายแบบกำลัง^{[ 20 ] [ 21 ] [ 22 ] [ 23 ] : 23–28}

ระบบการจำแนกประเภทสมัยใหม่สำหรับเปลวสุริยะใช้ตัวอักษร A, B, C, M หรือ X ^{[ 24 ] [ 25 ]}ตามฟลักซ์ สูงสุด ในหน่วยวัตต์ต่อตารางเมตร (W/m ² ) ของรังสีเอ็กซ์อ่อนที่มีความยาวคลื่น 0.1 ถึง 0.8 นาโนเมตร (1 ถึง 8 อังสตรอม ) ตามที่วัดโดยดาวเทียมGOES ในวงโคจรซิงโคร นั สทางภูมิศาสตร์

ความรุนแรงของเหตุการณ์ภายในแต่ละระดับจะถูกระบุด้วยตัวเลขต่อท้ายตั้งแต่ 1 ถึง 9 ดังนั้น เปลวสุริยะระดับ X2 จึงรุนแรงเป็นสองเท่าของเปลวสุริยะระดับ X1 เปลวสุริยะระดับ X3 รุนแรงเป็นสามเท่าของเปลวสุริยะระดับ X1 เปลวสุริยะระดับ M มีขนาดเล็กกว่าเปลวสุริยะระดับ X หนึ่งในสิบ โดยมีตัวเลขต่อท้ายเดียวกัน^{[ 26 ]} เปลวสุริยะ ระดับ X2 รุนแรงกว่าเปลวสุริยะระดับ M5 ถึงสี่เท่า^{[ 27 ]}เปลวสุริยะระดับ X ที่มีฟลักซ์สูงสุดเกิน 10 ⁻³ W/m ²อาจถูกระบุด้วยตัวเลขต่อท้ายที่เท่ากับหรือมากกว่า 10 ^{[ 24 ]}

ระบบนี้ได้รับการคิดค้นขึ้นครั้งแรกในปี พ.ศ. 2513 และประกอบด้วยตัวอักษร C, M และ X เท่านั้น ตัวอักษรเหล่านี้ถูกเลือกเพื่อหลีกเลี่ยงความสับสนกับระบบการจำแนกประเภทแสงอื่นๆ คลาส A และ B ถูกเพิ่มเข้ามาในช่วงปี พ.ศ. 2533 เนื่องจากเครื่องมือมีความไวต่อเปลวสุริยะที่อ่อนกว่ามากขึ้น ในช่วงเวลาเดียวกันนั้น คำย่อ" ปานกลาง"สำหรับเปลวสุริยะคลาส M และ"รุนแรง"สำหรับเปลวสุริยะคลาส X ก็เริ่มถูกนำมาใช้^{[ 28 ]}

ระบบการจัดประเภทก่อนหน้านี้ ซึ่งบางครั้งเรียกว่าความสำคัญของเปลวสุริยะ นั้นอิงตาม การสังเกตสเปกตรัม H-alphaระบบนี้ใช้ทั้งความเข้มและพื้นที่ผิวที่ปล่อยรังสี การจัดประเภทตามความเข้มเป็นแบบเชิงคุณภาพ โดยอ้างถึงเปลวสุริยะว่า: จาง (f), ปกติ (n) หรือสว่างจ้า (b) พื้นที่ผิวที่ปล่อยรังสีวัดในหน่วยล้านส่วนของซีกโลก และอธิบายไว้ด้านล่าง (พื้นที่ซีกโลกทั้งหมดA _H = 15.5 × 10 ¹² km ² )

จากนั้นเปลวสุริยะจะถูกจัดประเภทโดยใช้ S หรือตัวเลขที่แสดงถึงขนาดและตัวอักษรที่แสดงถึงความเข้มสูงสุด เช่น Sn คือเปลวสุริยะปกติ^{[ 29 ]}

วิธีการวัดระยะเวลาการเกิดเปลวสุริยะที่นิยมใช้กันคือ การวัดค่าความกว้างเต็มที่ที่ครึ่งค่าสูงสุด (FWHM) ของฟลักซ์ในย่านรังสีเอ็กซ์อ่อนค่า FWHM ที่วัดได้จาก GOES อยู่ ในช่วง 0.05 ถึง 0.4 และ 0.1 ถึง 0.8 นาโนเมตรช่วงเวลา FWHM ครอบคลุมตั้งแต่ฟลักซ์ของเปลวสุริยะถึงครึ่งหนึ่งระหว่างฟลักซ์สูงสุดและฟลักซ์พื้นหลัง จนกระทั่งถึงค่านี้อีกครั้งเมื่อเปลวสุริยะสลายตัว โดยใช้การวัดนี้ ระยะเวลาของเปลวสุริยะจะอยู่ในช่วงประมาณหลายสิบวินาทีถึงหลายชั่วโมง โดยมีระยะเวลาเฉลี่ยประมาณ 6 และ 11 นาทีแถบ 0.05 ถึง 0.4 และ 0.1 ถึง 0.8 นาโนเมตรตามลำดับ^{[ 30 ] [ 31 ]}

เปลวสุริยะยังสามารถจำแนกตามระยะเวลาได้เป็นเหตุการณ์แบบฉับพลันหรือเหตุการณ์ที่มีระยะเวลานาน ( LDE ) เกณฑ์เวลาที่แยกทั้งสองประเภทนี้ยังไม่ชัดเจน SWPC ถือว่าเหตุการณ์ที่ต้องใช้เวลา 30 นาทีขึ้นไปในการลดลงเหลือครึ่งหนึ่งของค่าสูงสุดเป็น LDE ในขณะที่ศูนย์ความเป็นเลิศด้านสุริยะ-โลกของเบลเยียมถือว่าเหตุการณ์ที่มีระยะเวลานานกว่า 60 นาทีเป็น LDE ^{[ 32 ] [ 33 ]}

รังสีแม่เหล็กไฟฟ้าที่ปล่อยออกมาในระหว่างการปะทุของดวงอาทิตย์จะแพร่กระจายออกจากดวงอาทิตย์ด้วยความเร็วแสงโดยความเข้มจะแปรผกผันกับกำลังสองของระยะทางจากบริเวณแหล่งกำเนิดรังสีไอออนไนซ์ส่วนเกินได้แก่ รังสีเอ็กซ์และรังสีอัลตราไวโอเลตแบบเข้มข้น (XUV) เป็นที่ทราบกันดีว่าส่งผลกระทบต่อชั้นบรรยากาศของดาวเคราะห์และมีความเกี่ยวข้องกับการสำรวจอวกาศของมนุษย์และการค้นหาสิ่งมีชีวิตนอกโลก

เปลวสุริยะยังส่งผลกระทบต่อวัตถุอื่นๆ ในระบบสุริยะด้วย การวิจัยเกี่ยวกับผลกระทบเหล่านี้ส่วนใหญ่มุ่งเน้นไปที่บรรยากาศของดาวอังคารและในระดับที่น้อยกว่าคือดาวศุกร์ [ ^{34 ] ผล}กระทบต่อดาวเคราะห์ดวงอื่นๆ ในระบบสุริยะได้รับการศึกษาน้อยมากเมื่อเทียบกัน ณ ปี 2024 การวิจัยเกี่ยวกับผลกระทบต่อดาวพุธมีจำกัดเพียงแค่การสร้างแบบจำลองการตอบสนองของไอออนในแมกนีโตสเฟียร์ของดาวเคราะห์ [ ^{35 ] และ}ผลกระทบต่อดาวพฤหัสบดีและดาวเสาร์ ได้รับการศึกษาเฉพาะในบริบทของ การกระเจิงย้อนกลับของรังสีเอกซ์จากชั้นบรรยากาศด้านบนของดาวเคราะห์ เท่านั้น ^{[ 36 ] [ 37 ]}

การเพิ่มขึ้น ของรังสี XUVในระหว่างการปะทุของดวงอาทิตย์อาจส่งผลให้เกิดการแตกตัวเป็นไอออนการสลายตัวและความร้อนในชั้นไอโอโนสเฟียร์^ของโลกและดาวเคราะห์คล้ายโลกเพิ่มขึ้น บนโลก การเปลี่ยนแปลงเหล่านี้ในชั้นบรรยากาศด้านบน ซึ่งเรียกรวมกันว่าการรบกวนไอโอโนสเฟียร์อย่างฉับพลันอาจรบกวน การสื่อสาร ทางวิทยุคลื่นสั้นและระบบดาวเทียมนำทางทั่วโลก (GNSS) เช่นGPS [ ^{38 ]}และการขยายตัวของชั้นบรรยากาศด้านบนในภายหลังอาจเพิ่มแรงต้านต่อดาวเทียมในวงโคจรต่ำของโลกส่งผลให้วงโคจรเสื่อมลงเมื่อเวลาผ่านไป^{[ 39 ] [ 40 ]}

โฟตอน XUV ที่เกี่ยวข้องกับเปลวสุริยะจะทำปฏิกิริยาและทำให้ส่วนประกอบที่เป็นกลางของชั้นบรรยากาศของดาวเคราะห์แตกตัวเป็นไอออนผ่านกระบวนการโฟโตไอออนไน เซชัน อิเล็กตรอนที่ถูกปลดปล่อยออกมาในกระบวนการนี้ ซึ่งเรียกว่าโฟโตอิเล็กตรอนเพื่อแยกความแตกต่างจากอิเล็กตรอนในชั้นไอโอโนสเฟียร์โดยรอบ จะมีพลังงานจลน์เท่ากับพลังงานของโฟตอนที่เกินกว่าเกณฑ์การแตก ตัวเป็นไอออน ในชั้นไอโอโนสเฟียร์ตอนล่างซึ่งได้รับผลกระทบจากเปลวสุริยะมากที่สุดและปรากฏการณ์การขนส่งมีความสำคัญน้อยกว่า โฟโตอิเล็กตรอนที่ถูกปลดปล่อยออกมาใหม่จะสูญเสียพลังงานเป็นหลักผ่าน กระบวนการปรับสมดุลทาง ความร้อนกับอิเล็กตรอนและอนุภาคที่เป็นกลางโดยรอบ และผ่านการแตกตัวเป็นไอออนทุติยภูมิเนื่องจากการชนกับอนุภาคที่เป็นกลาง หรือที่เรียกว่าการแตกตัวเป็นไอออนจากการชนของโฟโตอิเล็กตรอนในกระบวนการปรับสมดุลทางความร้อน โฟโตอิเล็กตรอนจะถ่ายโอนพลังงานไปยังอนุภาคที่เป็นกลาง ส่งผลให้เกิดความร้อนและการขยายตัวของชั้นบรรยากาศที่เป็นกลาง^{[ 41 ]}การเพิ่มขึ้นของการแตกตัวเป็นไอออน มากที่สุด เกิดขึ้นในชั้นไอโอโนสเฟียร์ตอนล่าง ซึ่งความยาวคลื่นที่มีการเพิ่มขึ้นของความเข้มแสงสัมพัทธ์มากที่สุด—ความยาวคลื่นรังสีเอกซ์ที่ทะลุทะลวงได้สูง—จะถูกดูดซับ ซึ่งสอดคล้องกับชั้น E และ D ของโลก และชั้น M _{1 ของดาวอังคาร} ^{[ 34 ] [ 38 ] [ 42 ] [ 43 ] [ 44 ]}

การเพิ่มขึ้นชั่วคราวของการแตกตัวเป็นไอออนของชั้นบรรยากาศด้านกลางวันของโลก โดยเฉพาะชั้น D ของไอโอโนสเฟียร์สามารถรบกวนการสื่อสารทางวิทยุคลื่นสั้นที่อาศัยระดับการแตกตัวเป็นไอออนสำหรับ การแพร่กระจาย คลื่นฟ้าคลื่นฟ้า หรือ สกีป หมายถึงการแพร่กระจายของคลื่นวิทยุที่สะท้อนหรือหักเหจากไอโอโนสเฟียร์ที่แตกตัวเป็นไอออน เมื่อการแตกตัวเป็นไอออนสูงกว่าปกติ คลื่นวิทยุจะเสื่อมคุณภาพหรือถูกดูดซับอย่างสมบูรณ์โดยการสูญเสียพลังงานจากการชนกับอิเล็กตรอนอิสระบ่อยขึ้น^{[ 2 ] [ 38 ]}

ระดับการแตกตัวเป็นไอออนของชั้นบรรยากาศมีความสัมพันธ์กับความแรงของเปลวสุริยะที่เกี่ยวข้องในรังสีเอ็กซ์อ่อนศูนย์พยากรณ์สภาพอากาศในอวกาศ ซึ่งเป็นส่วนหนึ่งของ องค์การบริหารมหาสมุทรและบรรยากาศแห่งชาติของสหรัฐอเมริกาจำแนกการดับของคลื่นวิทยุตามความเข้มสูงสุดของรังสีเอ็กซ์อ่อนของเปลวสุริยะที่เกี่ยวข้อง^{[ 2 ]}

ในสภาวะที่ไม่เกิดเปลวสุริยะหรือสภาวะสงบจากดวงอาทิตย์กระแสไฟฟ้าจะไหลผ่านชั้น E ในเวลากลางวันของไอโอโนสเฟียร์ทำให้เกิดการเปลี่ยนแปลงรายวันที่มีแอมพลิจูดเล็กน้อยในสนามแม่เหล็กโลกกระแสไฟฟ้าในไอโอโนสเฟียร์เหล่านี้สามารถเพิ่มขึ้นได้ในระหว่างการเกิดเปลวสุริยะขนาดใหญ่เนื่องจากการเพิ่มขึ้นของค่าการนำไฟฟ้าที่เกี่ยวข้องกับการแตกตัวเป็นไอออนที่เพิ่มขึ้นของชั้น E และ D การเพิ่มขึ้นของการเปลี่ยนแปลงสนามแม่เหล็กโลกที่เกิดขึ้นนี้เรียกว่าปรากฏการณ์เปลวสุริยะ ( sfe ) หรือในอดีตเรียกว่าmagnetic crochetคำหลังนี้มาจากคำภาษาฝรั่งเศสcrochetซึ่งหมายถึงตะขอ สะท้อนถึงการรบกวนที่มีลักษณะคล้ายตะขอในความแรงของสนามแม่เหล็กที่สังเกตได้จาก เครื่องวัดสนามแม่เหล็กภาคพื้นดินการรบกวนเหล่านี้มีขนาดประมาณไม่กี่นาโนเทสลาและคงอยู่เพียงไม่กี่นาที ซึ่งค่อนข้างน้อยเมื่อเทียบกับการรบกวนที่เกิดขึ้นในระหว่างพายุแม่เหล็กโลก^{[ 45 ] [ 46 ]}

สำหรับนักบินอวกาศในวงโคจรต่ำของโลกปริมาณรังสีที่คาดว่าจะได้รับจากรังสีแม่เหล็กไฟฟ้าที่ปล่อยออกมาในระหว่างการปะทุของดวงอาทิตย์อยู่ที่ประมาณ 0.05 เกรย์ซึ่งไม่เป็นอันตรายถึงชีวิตในทันที สิ่งที่น่ากังวลมากกว่าสำหรับนักบินอวกาศคือรังสีอนุภาคที่เกี่ยวข้องกับเหตุการณ์อนุภาคจากดวงอาทิตย์^{[ 47 ]}

ผลกระทบของรังสีเปลวสุริยะต่อดาวอังคารมีความเกี่ยวข้องกับการสำรวจและการค้นหาสิ่งมีชีวิตบนดาวเคราะห์ดวงนี้ แบบจำลองบรรยากาศของดาวอังคารบ่งชี้ว่าเปลวสุริยะที่มีพลังงานสูงที่สุดที่เคยบันทึกไว้ก่อนหน้านี้อาจให้รังสีในปริมาณมากซึ่งอาจเป็นอันตรายหรือเกือบถึงแก่ชีวิตต่อสัตว์เลี้ยงลูกด้วยนมและสิ่งมีชีวิตชั้นสูง อื่นๆ บนพื้นผิวของดาวอังคาร ยิ่งไปกว่านั้น เปลวสุริยะที่มีพลังงานมากพอที่จะให้รังสีในปริมาณที่ถึงแก่ชีวิต แม้ว่าจะยังไม่เคยพบเห็นบนดวงอาทิตย์ แต่ก็เชื่อว่าเกิดขึ้นและเคยพบเห็นบนดาวฤกษ์ที่คล้ายดวงอาทิตย์ดวง อื่นๆ ^{[ 48 ] [ 49 ] [ 50 ]}

เปลวสุริยะก่อให้เกิดการแผ่รังสีทั่วสเปกตรัมแม่เหล็กไฟฟ้า แม้ว่าจะมีความเข้มต่างกันก็ตาม เปลวสุริยะไม่รุนแรงในแสงที่มองเห็นได้ แต่สามารถสว่างมากที่เส้นสเปกตรัม เฉพาะ เปลวสุริยะ มักก่อให้เกิดการแผ่รังสีเบร็มส์ตรัลลุงในรังสีเอ็กซ์และการแผ่รังสีซินโครตรอนในคลื่นวิทยุ^{[ 51 ]}

การระเบิดของดวงอาทิตย์ถูกสังเกตครั้งแรกโดยRichard CarringtonและRichard Hodgsonอย่างอิสระในวันที่ 1 กันยายน พ.ศ. 2392โดยการฉายภาพของแผ่นดิสก์ดวงอาทิตย์ที่สร้างขึ้นโดยกล้องโทรทรรศน์แบบออปติคอลผ่านตัวกรองแบบบรอดแบนด์^{[ 53 ] [ 54 ]}มันเป็นการระเบิดแสงสีขาว ที่มีความเข้มสูงเป็นพิเศษ ซึ่งเป็นการระเบิดที่ปล่อยแสงออกมาในปริมาณมากในช่วงสเปกตรัมที่มองเห็นได้^{[ 53 ]}

เนื่องจากเปลวสุริยะสร้างรังสีจำนวนมากที่H-alpha [ ^{55 ] การเพิ่มตัวกรองแถบความถี่แคบ (≈1 Å) ที่มีจุดศูนย์กลางอยู่ที่ความยาวคลื่นนี้ให้กับกล้องโทรทรรศน์แบบออปติคอลทำให้สามารถสังเกตเปลวสุริยะที่ไม่สว่างมาก ได้}ด้วยกล้องโทรทรรศน์ขนาดเล็ก เป็นเวลาหลายปีที่ Hα เป็นแหล่งข้อมูลหลัก หากไม่ใช่แหล่งข้อมูลเดียว เกี่ยวกับเปลวสุริยะ นอกจากนี้ยังมีการใช้ตัวกรองแถบความถี่อื่นๆ อีกด้วย

ในช่วงสงครามโลกครั้งที่สองในวันที่ 25 และ 26 กุมภาพันธ์ พ.ศ. 2485 ผู้ควบคุมเรดาร์ของอังกฤษสังเกตเห็นรังสีที่Stanley Heyตีความว่าเป็นการปล่อยรังสีจากดวงอาทิตย์^{[ 56 ]}การค้นพบของพวกเขาไม่ได้ถูกเปิดเผยต่อสาธารณะจนกระทั่งสงครามสิ้นสุดลง ในปีเดียวกันนั้นSouthworthก็ได้สังเกตการณ์ดวงอาทิตย์ด้วยคลื่นวิทยุเช่นกัน แต่เช่นเดียวกับ Hey การสังเกตการณ์ของเขาเป็นที่รู้จักหลังจากปี พ.ศ. 2488 เท่านั้น ในปี พ.ศ. 2486 Grote Reberเป็นคนแรกที่รายงานการสังเกตการณ์ทางดาราศาสตร์วิทยุของดวงอาทิตย์ที่ความถี่ 160 MHz ^{[ 57 ]}การพัฒนาอย่างรวดเร็วของดาราศาสตร์วิทยุเผยให้เห็นลักษณะเฉพาะใหม่ๆ ของกิจกรรมของดวงอาทิตย์ เช่นพายุและการระเบิดที่เกี่ยวข้องกับเปลวสุริยะ ปัจจุบัน กล้องโทรทัศน์วิทยุภาคพื้นดินสังเกตการณ์ดวงอาทิตย์ตั้งแต่ประมาณ 15 MHz จนถึง 400 GHz

เนื่องจากชั้นบรรยากาศของโลกดูดซับรังสีแม่เหล็กไฟฟ้าที่ปล่อยออกมาจากดวงอาทิตย์ซึ่งมีความยาวคลื่นสั้นกว่า 300 นาโนเมตรได้มาก กล้องโทรทรรศน์อวกาศจึงช่วยให้สามารถสังเกตการณ์เปลวสุริยะในเส้นสเปกตรัมพลังงานสูงที่ไม่เคยมีการสังเกตมาก่อนได้ ตั้งแต่ทศวรรษ 1970 ดาวเทียม GOES ได้สังเกตการณ์ดวงอาทิตย์อย่างต่อเนื่องในย่านรังสีเอ็กซ์อ่อน และการสังเกตการณ์ของพวกมันได้กลายเป็นมาตรฐานในการวัดเปลวสุริยะ ทำให้ความสำคัญของการจำแนกประเภท H-alpha ลดลง นอกจากนี้ กล้องโทรทรรศน์อวกาศยังช่วยให้สามารถสังเกตการณ์คลื่นความยาวที่ยาวมากได้—ยาวถึงหลายกิโลเมตร—ซึ่งไม่สามารถทะลุผ่านชั้นไอโอโนสเฟียร์ได้

เชื่อกันว่าเปลวสุริยะที่ทรงพลังที่สุดเท่าที่เคยสังเกตมาคือเปลวสุริยะที่เกี่ยวข้องกับเหตุการณ์แครริงตัน ในปี พ.ศ. 2492 ^{[ 59 ]}แม้ว่าจะไม่มีการวัดรังสีเอ็กซ์อ่อนในขณะนั้น แต่สนามแม่เหล็กที่เกี่ยวข้องกับเปลวสุริยะถูกบันทึกโดยเครื่องวัดสนามแม่เหล็กภาคพื้นดิน ทำให้สามารถประมาณความแรงของเปลวสุริยะได้หลังจากเหตุการณ์นั้น การใช้ค่าที่อ่านได้จากเครื่องวัดสนามแม่เหล็กเหล่านี้ ทำให้สามารถประมาณระดับรังสีเอ็กซ์อ่อนของเปลวสุริยะนี้ได้ว่ามากกว่า X10 ^{[ 60 ]}และประมาณ X45 (±5) ^{[ 61 ] [ 62 ]}

ในยุคปัจจุบัน เปลวสุริยะที่ใหญ่ที่สุดที่วัดได้ด้วยเครื่องมือเกิดขึ้นเมื่อวันที่ 4 พฤศจิกายน พ.ศ. 2546เหตุการณ์นี้ทำให้เครื่องตรวจจับ GOES อิ่มตัว และด้วยเหตุนี้ การจัดประเภทจึงเป็นเพียงการประมาณเท่านั้น ในตอนแรก การขยายเส้นโค้ง GOES คาดว่าจะเป็น X28 ^{[ 63 ]}การวิเคราะห์ผลกระทบของไอโอโนสเฟียร์ในภายหลังแนะนำให้เพิ่มการประมาณนี้เป็น X45 ^{[ 64 ] [ 65 ]}เหตุการณ์นี้ทำให้เกิดหลักฐานที่ชัดเจนครั้งแรกขององค์ประกอบสเปกตรัมใหม่ที่อยู่เหนือ 100 GHz ^{[ 66 ]}

วิธีการทำนายการปะทุของเปลวสุริยะในปัจจุบันมีปัญหา และไม่มีข้อบ่งชี้ที่แน่นอนว่าบริเวณที่มีกิจกรรมบนดวงอาทิตย์จะก่อให้เกิดเปลวสุริยะ อย่างไรก็ตาม คุณสมบัติหลายประการของบริเวณที่มีกิจกรรมและจุดดวงอาทิตย์มีความสัมพันธ์กับการปะทุ ตัวอย่างเช่น บริเวณที่มีความซับซ้อนทางแม่เหล็ก (โดยพิจารณาจากสนามแม่เหล็กตามแนวสายตา) ที่เรียกว่าจุดเดลต้ามักจะก่อให้เกิดเปลวสุริยะขนาดใหญ่ที่สุด แผนการจำแนกประเภทจุดดวงอาทิตย์แบบง่ายๆ โดยอิงตามระบบ McIntosh สำหรับกลุ่มจุดดวงอาทิตย์ หรือที่เกี่ยวข้องกับความซับซ้อนแบบแฟรกทัลของบริเวณ^{[ 67 ]}มักใช้เป็นจุดเริ่มต้นสำหรับการทำนายการปะทุของเปลวสุริยะ^{[ 68 ]}การทำนายมักระบุในแง่ของความน่าจะเป็นของการเกิดเปลวสุริยะที่สูงกว่าระดับ M หรือ X ภายใน 24 หรือ 48 ชั่วโมงองค์การบริหารมหาสมุทรและบรรยากาศแห่งชาติ ของสหรัฐอเมริกา (NOAA) ออกการพยากรณ์ประเภทนี้^{[ 69 ]} MAG4 ได้รับการพัฒนาที่มหาวิทยาลัยอลาบามาในฮันต์สวิลล์ โดยได้รับการสนับสนุนจากกลุ่มวิเคราะห์รังสีอวกาศที่ศูนย์การบินอวกาศจอห์นสัน (NASA/SRAG) เพื่อพยากรณ์เปลวสุริยะระดับ M และ X, CME, CME เร็ว และเหตุการณ์อนุภาคพลังงานสูงจากดวงอาทิตย์^{[ 70 ]}วิธีการทางฟิสิกส์ที่สามารถทำนายเปลวสุริยะขนาดใหญ่ที่กำลังจะเกิดขึ้นได้ถูกเสนอโดยสถาบันวิจัยสิ่งแวดล้อมอวกาศ-โลก (ISEE) มหาวิทยาลัยนาโกยาประเทศญี่ปุ่น^{[ 71 ]}

วิกิมีเดียคอมมอนส์มีสื่อที่เกี่ยวข้องกับเปลวสุริยะ

• ข้อมูลและแหล่งข้อมูลเกี่ยวกับเปลวสุริยะแบบเรียลไทม์จาก ศูนย์พยากรณ์สภาพอากาศในอวกาศของ NOAA :
  • การวัดปริมาณรังสีเอกซ์ GOES (ข้อมูล 1 นาที)
  • กล้องถ่ายภาพรังสีอัลตราไวโอเลตจากดวงอาทิตย์ GOES (SUVI)
  • การทำนายการดูดซับในบริเวณ D (D-RAP)
  • พยากรณ์อากาศ 3 วัน
  • การวิเคราะห์การคาดการณ์