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  闪焰发生时会加速带电粒子,主要是电子与电浆物质进行交互作用。科学研究表明是磁重联的现象负责带电粒子的加速。在太阳,磁重联可能发在太阳拱圈 -一系列密接的磁场线循环。这些快速重新连结成回路的磁场线进入低处,拱圈其余未重联的磁力线缠绕着呈现螺旋状的结构。这些重联结时突然释放的能量是粒子被加速的源头。未重联且缠绕在周围的磁场线和它所包含的物质可能会猛烈的 向外扩张,形成日冕物质抛射。这也解释了为什么闪焰的爆发通常都在磁场较为强烈,也比平均活跃的活动区。  虽然,这是一般所认同的闪焰成因,但细节仍不为人所知。尚不清楚磁场的能量如何转化为粒子的动能,也不知道如何将粒子加速,甚至超越千万电子伏特的能量。对于被加速粒子的总数,有时似乎总是大于循环中粒子数量的不一致性,也尚无法解决。即使在现在,科学家还是无法预测闪焰。

  太阳闪焰依照太空探测器静止环境观测卫星(GOES)在地球附近测量到的X射线峰值通量(波长在100至800皮米之间),按照每平方米的瓦特数(W/m)分为A、B、C、M或X几个不同的等级。  这些分级的尺度是线性展开的,每一级再细分为1-9阶(X级除外),所以X-2闪焰的能量是X-1的两倍,是M-5的4倍。X级的最高纪录已经达到X-28(见下文)。  然而,理论上认为1859年的极端事件,其强度应该超过X-40,所以可能再扩增出Z级。

  早期的闪焰分类是依据Hα的光谱观测。这项计划使用表面的发射和强度,强度是用来定性的,闪焰区分为:f(微弱,faint)、n(普通,normal)或b(明亮,brilliant)。发光的表面以半球面(总半球区域"A" = 6.2 × 10 km)的百万分之一为单位来度量,其叙述如下: 一个闪焰被分类为S或以一个数字代表它的大小加上一个字母,表示其峰值强度,v.g.:Sn是一个"普通的次闪焰"。

  太阳闪焰强烈的影响地球附近的太空天气。它们可以产生的太阳风可以携带高能量的微粒,就是所知的太阳质子事件。这些粒子可以影响地球的磁气圈(参见地磁风暴条目),伴随的辐射会危害太空船和太空人。此外, 日冕大量抛射(CME)有时会伴随着巨大的闪焰发生,会引发磁暴,已知1989年3月磁暴就使卫星停用,并使地球上的电力网络受损而中断很长的一段时间。  X等级的闪焰辐射的软X射线通量会使上层大气层的离子增加,可以干扰短波的无线电通讯和加热外层的大气,从而增加对低轨道卫星的阻尼,导致轨道受到拖累而衰减。磁层中的高能粒子能引发南极光和北极光。来自硬X射线的能量可以损害太空船的电子产品,它们一般都是来自色球层上层大量电浆物质抛射的结果。  太阳闪焰的辐射风险是载人火星任务、月球或其它行星讨论和主要关切的事项。高能质点可以穿透人体,造成生物化学损害,对在星际旅行中的太空人造成危害。这需要某种形式的物理或磁性遮罩来保护太空人。大多数的质子风暴在目视察觉后两小时的时间才会到达地球轨道。在2005年1月20日的太阳闪焰,曾经直接测量到最集中的质子释放,至少给了太空人15分钟的时间抵达庇护所。

  闪焰可以产生整个电磁频谱的辐射,但是各部分的强度不同。在’白光’的部分不会特别强烈,但某些的原子谱线会非常明亮。它们通常在X射线产生轫致辐射,和在无线电波产生同步辐射。

  光学观测:卡灵顿在1859年9月1日使用望远镜投影的影像,在没有滤镜的筛检下,首度观察到闪焰。这是一个非常激烈的'理查·克里斯多福·卡林顿'白光闪焰",因为闪焰集中在Hα的波段上产生大量的辐射。通常通过安装在小型望远镜上的窄频滤波器(≈1 Å)观看,闪焰并不会很明亮。但多年来Hα即使不是太阳闪焰资料的唯一来源,也是主要的资料来源;有时也会用其它波段的滤波器观测。  电波观测:在第二次世界大战期间,1942年2月25和26日,英国的雷达观察到来源不明的辐射,操作员史坦利·海伊解释为来自太阳的发射,但他们的发现直到战争结束后才被公开。同一年,乔治·克拉克·索斯沃斯也观察到来自太阳的电波,但同样的直到1945年以后才被公布。在1943年,格罗特·雷伯,第一位电波天文学家,报告观测到来自太阳的160百万赫兹电波。快速发展的电波天文学显示太阳许多活动的许多新特点,像是"风暴"和"爆发",都与闪焰有关。今天,地基的电波远镜可以使用100MHz到400GHz的频谱观察太阳。  太空望远镜:从开始太空探索以来,望远镜就被送上太空,它们工作的波 段包括闪焰非常明亮,但会完全被大气吸收,比紫外线短的波长。从20世纪的70年代开始,一系列的GOES卫星使用"软X射线"观察太阳,它们的观测成为量测闪焰的"标准测量",逐渐降低了Hα分类的重要性。许多不同的仪器使用"硬X射线"观察太阳,今天最重要的仪器是鲁文·拉高能太阳光谱成像仪(RHESSI,Reuven Ramaty High Energy Solar Spectroscopic Imager)。尽管如此,以紫外线观察太阳这颗恒星的影像,揭示出令人难以置信的细节,显示出太阳日冕的复杂性。太空探测器还会携带电波检测器,使用很长很长(长达几公里),不能通过电离层的电波观察太阳。

  下列太空探测器的以观察闪焰为主要的任务目标。

  第一个被观察到的,也是历史上最强大的闪焰出现在1859年9月1日,是由英国天文学家卡灵顿和独立观测员Richard Hodgson报告的。这个事件被称为1859年太阳风暴或"卡灵顿事件"。这个闪焰可以用肉眼看见(在"白光"),并且在古巴和夏威夷等热带纬度产生令人赞叹的极光,还使电报系统着火。这个闪焰在格陵兰的冰川留下的硝酸和铍-10的痕迹,在今天依然可以据此测量出其强度。Cliver和Svalgaard重建这个闪焰的影响,并和过去150年里的其他事件比较。他们用如下的语词描述:"尽管1859年的事件有竞争的对手,或是非常强劲的竞争对手,但在太天气的活动上,在将近150年所有事件的清单上,它是唯一每一项纪录都是出现在顶端或靠近顶端的事件。"  在现代,使用仪器测量到最大的太阳闪焰现在2003年11月4日。这个事件是由GOES测量到的,糗造成所有的仪器都达到饱和,因此它的分类只是近似的。起初,依据GOES的曲线去推断,估计是X28级,后来分析电离层受到的影响,建议类为X45级。这个事件首度明确的纪录到100GHz以上,新的频谱组成。  其他几个较大的闪焰发生在2001年4月2日(X20)、2003年10月28日(X17.2和10)、2005年9月7日(X17)、2011年2月17日(X2) August 9, 2011 (X6.9),、2012年3月7日(X5.4) July 6, 2012 (X1.1);2012年7月6日,在英国的子夜12时太阳风暴来袭。当AR1515太阳黑子出现X1.1的闪焰爆发时,太阳上另一个AR1520也出现X1.4的闪焰,并在这个星期内,于2012年7月15日侵袭地球,还有G1-G2的地磁风暴事件。2012年10月24日出现X1.8级的闪焰。2013年初,已经有巨大的太阳闪焰活动,特别是在2013年5月12日开始的48小时内,共有4个X级的太阳闪焰,强度从X1.2以上至X3.2;后者是2013年最强大的闪焰之一。离开复杂的太阳黑子活动区AR2035-AR2046,在2014年4月25日0032UT爆发了强烈的X1.3级太阳闪焰,并且中断了地球白昼区域的短波通讯。NASA的太阳动力学天文台记录到这个闪焰和来自这次爆炸的极紫外线辐射。

  闪焰喷射是和太阳闪焰相关联的一种喷发类型。它们涉及比日珥喷发更快速喷出的物质,并达到每秒20至200公里的速度。

  目前对太阳闪焰的预测仍然有其问题,因为没有证据显示太阳上的活跃区一定会发生闪焰,而且闪焰也不一定发生在活跃区。然而,太阳黑子和活跃区与闪焰有许多细直上的关联。例如,磁场复杂的区域(基于视线的磁场),称为会产生大闪焰的三角点。麦克因托倡建了简单的黑子分类法,以外观形状的复杂性来分类黑子,通常被用做预测闪焰的一个起点。预测通常用来显示在24或48小时内发生M级或X极闪焰发生的概率,并由NOAA处理这种的预测。

  来源
闪焰是在太阳的盘面或边缘观测到的突发闪光现象,它会释放出高达6 × 10焦耳的巨大能量(大约是太阳每秒钟释放总能量的六倍,或相当于160,000,000,000百万吨TNT,超过舒梅克-李维九号彗星撞木星能量的25,000倍)。它们通常,但并非总是,伴随着发生日冕物质抛射的事件。闪焰会从太阳日冕抛射出电子、离子、和原子的云气团进入太空。通常,在事件发生后的一两天,这些云气团就可能会到达地球。这个名词也适用在发生类似现象的恒星,但通常会使用「恒星闪焰」来称呼。