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  閃焰發生時會加速帶電粒子,主要是電子與電漿物質進行互動作用。科學研究表明是磁重聯的現象負責帶電粒子的加速。在太陽,磁重聯可能發在太陽拱圈 -一系列密接的磁場線迴圈。這些快速重新連結成迴路的磁場線進入低處,拱圈其餘未重聯的磁力線纏繞著呈現螺旋狀的結構。這些重聯結時突然釋放的能量是粒子被加速的源頭。未重聯且纏繞在周圍的磁場線和它所包含的物質可能會猛烈的 向外擴張,形成日冕物質拋射。這也解釋了為什麼閃焰的爆發通常都在磁場較為強烈,也比平均活躍的活動區。  雖然,這是一般所認同的閃焰成因,但細節仍不為人所知。尚不清楚磁場的能量如何轉化為粒子的動能,也不知道如何將粒子加速,甚至超越千萬電子伏特的能量。對於被加速粒子的總數,有時似乎總是大於迴圈中粒子數量的不一致性,也尚無法解決。即使在現在,科學家還是無法預測閃焰。

  太陽閃焰依照太空探測器靜止環境觀測衛星(GOES)在地球附近測量到的X射線峰值通量(波長在100至800皮米之間),按照每平方米的瓦特數(W/m)分為A、B、C、M或X幾個不同的等級。  這些分級的尺度是線性展開的,每一級再細分為1-9階(X級除外),所以X-2閃焰的能量是X-1的兩倍,是M-5的4倍。X級的最高紀錄已經達到X-28(見下文)。  然而,理論上認為1859年的極端事件,其強度應該超過X-40,所以可能再擴增出Z級。

  早期的閃焰分類是依據Hα的光譜觀測。這項計劃使用表面的發射和強度,強度是用來定性的,閃焰區分為:f(微弱,faint)、n(普通,normal)或b(明亮,brilliant)。發光的表面以半球面(總半球區域"A" = 6.2 × 10 km)的百萬分之一為單位來度量,其敘述如下: 一個閃焰被分類為S或以一個數字代表它的大小加上一個字母,表示其峰值強度,v.g.:Sn是一個"普通的次閃焰"。

  太陽閃焰強烈的影響地球附近的太空天氣。它們可以產生的太陽風可以攜帶高能量的微粒,就是所知的太陽質子事件。這些粒子可以影響地球的磁氣圈(參見地磁風暴條目),伴隨的輻射會危害太空船和太空人。此外, 日冕大量拋射(CME)有時會伴隨著巨大的閃焰發生,會引發磁暴,已知1989年3月磁暴就使衛星停用,並使地球上的電力網路受損而中斷很長的一段時間。  X等級的閃焰輻射的軟X射線通量會使上層大氣層的離子增加,可以干擾短波的無線電通訊和加熱外層的大氣,從而增加對低軌道衛星的阻尼,導致軌道受到拖累而衰減。磁層中的高能粒子能引發南極光和北極光。來自硬X射線的能量可以損害太空船的電子產品,它們一般都是來自色球層上層大量電漿物質拋射的結果。  太陽閃焰的輻射風險是載人火星任務、月球或其它行星討論和主要關切的事項。高能質點可以穿透人體,造成生物化學損害,對在星際旅行中的太空人造成危害。這需要某種形式的物理或磁性遮罩來保護太空人。大多數的質子風暴在目視察覺後兩小時的時間才會到達地球軌道。在2005年1月20日的太陽閃焰,曾經直接測量到最集中的質子釋放,至少給了太空人15分鐘的時間抵達庇護所。

  閃焰可以產生整個電磁頻譜的輻射,但是各部分的強度不同。在’白光’的部分不會特別強烈,但某些的原子譜線會非常明亮。它們通常在X射線產生軔致輻射,和在無線電波產生同步輻射。

  光學觀測:卡靈頓在1859年9月1日使用望遠鏡投影的影像,在沒有濾鏡的篩檢下,首度觀察到閃焰。這是一個非常激烈的'理查·克里斯多福·卡林頓'白光閃焰",因為閃焰集中在Hα的波段上產生大量的輻射。通常通過安裝在小型望遠鏡上的窄頻濾波器(≈1 Å)觀看,閃焰並不會很明亮。但多年來Hα即使不是太陽閃焰資料的唯一來源,也是主要的資料來源;有時也會用其它波段的濾波器觀測。  電波觀測:在第二次世界大戰期間,1942年2月25和26日,英國的雷達觀察到來源不明的輻射,操作員史坦利·海伊解釋為來自太陽的發射,但他們的發現直到戰爭結束後才被公開。同一年,喬治·克拉克·索斯沃斯也觀察到來自太陽的電波,但同樣的直到1945年以後才被公佈。在1943年,格羅特·雷伯,第一位電波天文學家,報告觀測到來自太陽的160百萬赫茲電波。快速發展的電波天文學顯示太陽許多活動的許多新特點,像是"風暴"和"爆發",都與閃焰有關。今天,地基的電波遠鏡可以使用100MHz到400GHz的頻譜觀察太陽。  太空望遠鏡:從開始太空探索以來,望遠鏡就被送上太空,它們工作的波 段包括閃焰非常明亮,但會完全被大氣吸收,比紫外線短的波長。從20世紀的70年代開始,一系列的GOES衛星使用"軟X射線"觀察太陽,它們的觀測成為量測閃焰的"標準測量",逐漸降低了Hα分類的重要性。許多不同的儀器使用"硬X射線"觀察太陽,今天最重要的儀器是魯文·拉高能太陽光譜成像儀(RHESSI,Reuven Ramaty High Energy Solar Spectroscopic Imager)。儘管如此,以紫外線觀察太陽這顆恆星的影像,揭示出令人難以置信的細節,顯示出太陽日冕的複雜性。太空探測器還會攜帶電波檢測器,使用很長很長(長達幾公里),不能通過電離層的電波觀察太陽。

  下列太空探測器的以觀察閃焰為主要的任務目標。

  第一個被觀察到的,也是歷史上最強大的閃焰出現在1859年9月1日,是由英國天文學家卡靈頓和獨立觀測員Richard Hodgson報告的。這個事件被稱為1859年太陽風暴或"卡靈頓事件"。這個閃焰可以用肉眼看見(在"白光"),並且在古巴和夏威夷等熱帶緯度產生令人讚歎的極光,還使電報系統著火。這個閃焰在格陵蘭的冰川留下的硝酸和鈹-10的痕跡,在今天依然可以據此測量出其強度。Cliver和Svalgaard重建這個閃焰的影響,並和過去150年裡的其他事件比較。他們用如下的語詞描述:"儘管1859年的事件有競爭的對手,或是非常強勁的競爭對手,但在太天氣的活動上,在將近150年所有事件的清單上,它是唯一每一項紀錄都是出現在頂端或靠近頂端的事件。"  在現代,使用儀器測量到最大的太陽閃焰現在2003年11月4日。這個事件是由GOES測量到的,糗造成所有的儀器都達到飽和,因此它的分類只是近似的。起初,依據GOES的曲線去推斷,估計是X28級,後來分析電離層受到的影響,建議類為X45級。這個事件首度明確的紀錄到100GHz以上,新的頻譜組成。  其他幾個較大的閃焰發生在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,在英國的子夜12時太陽風暴來襲。當AR1515太陽黑子出現X1.1的閃焰爆發時,太陽上另一個AR1520也出現X1.4的閃焰,並在這個星期內,於2012年7月15日侵襲地球,還有G1-G2的地磁風暴事件。2012年10月24日出現X1.8級的閃焰。2013年初,已經有巨大的太陽閃焰活動,特別是在2013年5月12日開始的48小時內,共有4個X級的太陽閃焰,強度從X1.2以上至X3.2;後者是2013年最強大的閃焰之一。離開復雜的太陽黑子活動區AR2035-AR2046,在2014年4月25日0032UT爆發了強烈的X1.3級太陽閃焰,並且中斷了地球白晝區域的短波通訊。NASA的太陽動力學天文臺記錄到這個閃焰和來自這次爆炸的極紫外線輻射。

  閃焰噴射是和太陽閃焰相關聯的一種噴發型別。它們涉及比日珥噴發更快速噴出的物質,並達到每秒20至200公里的速度。

  目前對太陽閃焰的預測仍然有其問題,因為沒有證據顯示太陽上的活躍區一定會發生閃焰,而且閃焰也不一定發生在活躍區。然而,太陽黑子和活躍區與閃焰有許多細直上的關聯。例如,磁場複雜的區域(基於視線的磁場),稱為會產生大閃焰的三角點。麥克因託倡建了簡單的黑子分類法,以外觀形狀的複雜性來分類黑子,通常被用做預測閃焰的一個起點。預測通常用來顯示在24或48小時內發生M級或X極閃焰發生的概率,並由NOAA處理這種的預測。

  來源
閃焰是在太陽的盤面或邊緣觀測到的突發閃光現象,它會釋放出高達6 × 10焦耳的巨大能量(大約是太陽每秒鐘釋放總能量的六倍,或相當於160,000,000,000百萬噸TNT,超過舒梅克-李維九號彗星撞木星能量的25,000倍)。它們通常,但並非總是,伴隨著發生日冕物質拋射的事件。閃焰會從太陽日冕拋射出電子、離子、和原子的雲氣團進入太空。通常,在事件發生後的一兩天,這些雲氣團就可能會到達地球。這個名詞也適用在發生類似現象的恆星,但通常會使用「恆星閃焰」來稱呼。