光斑(facula)是指出現在太陽光球層邊緣的明亮斑點，其內部有三種不同類別的磁性結構：小型磁性元件、光斑結、小孔。這三類磁性結構在相互影響下組成了光斑內部的穩定結構。在太陽邊緣（視邊緣）附近的普通白光下可以看到光斑，那里的光球背景比圓盤中心附近的光球背景更暗。在氫或電離鈣蒸氣波長下拍攝的分光日照圖中，光斑向色球層的延伸在整個圓盤上變得可見。當在色球層中看到時，它們被稱為譜斑。光斑由纖維和米粒組成的，常伴隨黑子出現，與黑子密切相關，具有類似黑子群的偶極特性。光斑且與黑子一樣，具有11年的周期，主要產生縱向的磁場。
光斑是僅次于太陽黑子的重要太陽活動，同時也是太陽物理學的高度重視對象。對于光斑的探索，各國依舊在持續推進。
形成機制
霍爾電流焦耳耗散
光斑的形成是由于太陽活動區米粒對流速度場與米粒際磁場相互作用導致霍爾電流焦耳耗散的結果，而光斑的加熱機制與焦耳耗散密不可分。焦耳耗散區的亮帶較狹窄，因此，光斑實際上是由若干具有纖細亮絲的照明“燈泡”組成的亮區；而電流耗散區處在對流場中，其熱能通過輻射、對流等方式迅速向周圍擴散，形成很寬的亮帶，以致于用高分辨率的儀器觀測可以很容易地發現這些亮帶呈現為絲狀物(粗磁力線管)或亮點(細磁力線管)。太陽表面存在活動區和寧靜區，而光斑只在活動區出現，其可能原因是由于太陽活動區的磁力線管數密度很大，足以滿足大量光斑的形成需求，寧靜區磁力線管數密度太小，致使光斑無法形成。光斑出現的位置同樣與磁力線管相關，由于磁力線管壁是熱的，管核是相對冷的，在太陽視面中心見到的是以管核冷區為主的區域，而在太陽視面邊緣見到的是以管壁熱區為主的區域，所以光斑只會出現在視面邊緣附近，在視面中心附近是看不到的。
磁通量涌現
光橋是由一根磁力線的出現引起的，該磁力線的一端植根于太陽黑子母體外的一個孔中，該孔的極性與太陽黑子相反，并以大約0.4 km/s的速度從太陽黑子中退去，當它到達內半影邊界時，光橋便形成了。光橋是一個接近水平的結構，場強約為1.2 kG，沿著它的整個長度表現出約0.85 km/s的長壽命光球藍移。大約13分鐘后，光橋的出現會導致色球層和過渡區出現動態浪涌。這些浪涌沿著光橋的長度都可以看到，其特征是沿著它們的長度有深色的絲狀結構，一直延伸到光斑區終止。。光橋只能存活約13小時，而與通量涌現相關的最高場線在太陽大氣中可能達到約29毫米的高度。盡管光橋的形態類似于黑子本影中的半影侵入，但其物理性質及其與孔隙的關聯使其成為非典型光橋。光橋中大規模持續藍移的存在可用于區分由原位磁對流驅動引起的結構和由太陽黑子中大規模通量出現引起的結構。
結構
太陽的光斑區域有三種不同類別的磁性結構：小型磁性元件、光斑結、小孔。磁性元件直徑為0.5-1角秒，壽命約為5-10-15分鐘，磁場強度接近均分水平（150-250 G）。這些小的、短暫的磁性元件是不斷運動的，可以通過與對流顆粒的磁場相互作用，導致光斑亮度減弱，也可以通過與對流顆粒發生碰撞，導致光斑亮度增加，從而產生等離子體磁性結構。光斑結是一種相對穩定、大而長壽的明亮光球-色球磁結構。平均而言，光斑結中的氣體溫度比周圍氣體的溫度高幾百開爾文，光斑結內部單個明亮磁性元件之間的溫度差可能不超過100-200k 。單獨的、移動性較差的、更穩定、更大、壽命更長的光斑結位于幾個超顆粒對流單元的交界處，在這些光斑結中，水平-垂直等離子體流集中在幾十個磁性元件上，這些看起來像磁通管或磁束的磁性元件進入超顆粒間的小孔后，在等離子體中的凍結場作用下，會被耙到光斑結的邊緣。小孔中等離子體的流動和光斑結內降低的氣體壓力為光斑結的長期存在提供了所需的穩定效果。因此，這些磁性結構構成了光斑整體的穩定結構。
特性
光斑有復雜的細鏈結構，這些細鏈在幾分鐘內就有變化。光斑內的米粒組織其實是由許多光斑點(即許多光斑細鏈)組合而成。光斑點的直徑約為100--200公里，壽命為5分一15分。光斑內的米粒組織不同于寧靜光球內的米粒組織。光球米粒壽命只有幾分鐘，而光斑米粒直徑約為1"，壽命可達1—2小時。
光斑點的動力學特性：（1）光斑點呈現在超米粒胞內邊界上，在超米粒胞內很稀少。（2）相對于米粒組織，光斑點位于幾個米粒相聯結的空間中，在一個米粒內或是兩個米粒的空間中，從沒有觀測到光斑點。（3）光斑點的平均壽命為18分。（4）在光斑點的整個生命期間它們總是保持在米粒之間的確定的狹小路徑中。（5）光斑點的觀測大小從來不超過0”.5。（6）光斑點相互之間靠得很緊。（7）約15%的光斑點由一個分裂為兩個。（8）光斑點消失在米粒間的空間中。（9）光斑點從來不在有另一光斑點或一個米粒的地方沉沒。
觀測歷史
科英布拉大學（葡萄牙）天文臺出版了一份目錄，其中包含 1929 年至 1944 年期間的太陽觀測，其中包含了太陽黑子、光斑、突起和細絲的觀測數據。
1970年6月30日在普爾科沃平流層望遠鏡（平流層球載觀測站）上獲取了太陽圓盤中心附近的顆粒圖像。
1973年，平流層球載觀測站發射了一臺鏡面直徑為100厘米的平流層望遠鏡的改進型望遠鏡，隨后，在光球的幾張照片中，獲得了透鏡的衍射分辨率為--0″.12，并使用光電圖像質量分析儀來評估顆粒的清晰度，使拍攝的照片質量得到極大的改善。
2008年12月在古德太陽望遠鏡（大熊太陽天文臺）上獲得TiO7057線的濾光圖。該圖像在中心有一個暗的橢圓，其特征橫向尺寸是0.2×0.4mm。
2016年9月，SST望遠鏡（瑞典1米太陽望遠鏡）拍攝了太陽表面的濾光圖，該圖在右上角有一個很大的孔隙，其中半影的形成已經很明顯，分散在照片視野中的較小的黑暗形成物是具有高對比度的微孔。
2017年6月在BBSO（大熊太陽天文臺）上獲得了TiO7057日冕線中寧靜光球的濾光圖。圖像中心的兩個黑色結構是微孔，其具有約0.3-0.4mm的直徑，并且被明亮的環形和半環形環包圍，是光斑區域中的性質特征。
2015-2018年，黎明號探索了小行星帶中最大的天體谷神星星，科學家們通過分析黎明號帶回的探測數據，破解了谷神星光斑之謎。
相關模型
“熱壁”模型
光斑是由磁通量管在光球中產生的凹痕。這些管的壁是熱的，而這些管底部的溫度取決于管的直徑。如果磁通管的直徑在300公里以上，其底部會變冷，在300公里以下，其底部才開始變熱。由于磁壓力，在相同的幾何高度上，厚管中的溫度比周圍大氣中的溫度低。因此，在觀測中，管的底部變暗。但是如果管足夠窄，則可以通過水平輻射傳輸加熱，并變得更亮。管的對比度不僅取決于其直徑，而且取決于管的磁場強度。該模型的支持者認為可以通過研究該模型看到這些熱顆粒壁（“光斑”）的特征。
熱壁模型很好地描述了太陽盤面上出現光斑的情況，但當進入邊緣時則產生了問題。根據這個模型，肢體上的光斑是無法被觀察到，因為在這種情況下，觀察者的視線垂直于磁通量管的垂直軸，由于幾何原因，其深壁和熱壁無法被觀察到，但眾所周知，肢體上的光斑是最好被觀察到，所以這就與事實產生了矛盾。這一基本矛盾清楚地表明了“熱壁”模型的不一致性。
“山丘和云”模型
“山丘和云”模型試圖將光斑描述為與特定磁性結構無關的物體，由于熱亞光球等離子體的抬升，光斑在太陽黑子附近會出現亮度增強，若太陽黑子附近的大磁場困住了熱亞光球等離子體，阻礙了等離子體抬升，則光斑亮度降低。根據模型提出者的說法，亞光球熱等離子體的這種垂直轉移被假設是沿著具有任意參數的不同磁通量管發生的，由未知的物理機制產生，并導致熱云的形成，這些熱云便是觀察者觀察到的光斑。然而事實上，這個模型并不能代表光斑的真實物理性質。
通量環模型
在耀斑前相，通量環緩慢扭轉并引起某種動力學不穩定性， 從而增大局部電流密度。 若電流密度變得很大， 使得電子傳導（漂移）速率超過某一臨界值，則將發生離子聲不穩定性， 從而可能產生一個靜電雙層并導致耀斑出現。
電流片模型
光球場源的迅速運動將使一種電流片形成， 在電流片形成時， 電流密度增加和等離子體的拋出將引起數密度減小 。當電子傳導速率的增加超過臨界值時， 將產生離子聲湍動并使等離子體加熱。 在這一模型中， 當接近于光速或者電流片出現撕裂不穩定性時便出現耀斑脈沖相。
相關現象
太陽耀斑
太陽耀斑指在太陽局部區域出現的亮度突增現象，是太陽上最為強烈的活動現象。耀斑是先在日冕底層開始爆發的，后來下降傳到色球。耀斑的周期約為11年，常伴隨著黑子群的增多而增多。壽命很短，一般只存在幾分鐘，個別耀斑能長達幾小時。耀斑出現時要釋放大量的能量。一個特大的耀斑釋放的總能量相當于上百億顆百萬噸級氫彈爆炸的總能量。耀斑出現時常拋射出大量的高能電子和質子，不僅有可見光，還有射電波、紫外線、紅外線、X射線和γ射線等，隨后在地球上常發生磁暴、極光和短波通信中斷等現象。耀斑產生的高能粒子輻射和短波輻射對載人宇宙航行有一定的危害。
日珥
日珥是突出在太陽邊緣外面的發光氣團，像太陽突然長出來的朱紅色大耳朵。全日食時可以用肉眼觀看。日珥的爆發最為壯觀，爆發前是一團密密實實的“冷氣團”，溫度只有7000°C，懸浮在100萬℃的日冕中。日珥在大小、形狀和運動方面差別很大，而且有活動日珥和寧靜日珥兩種主要類型。活動日珥快速噴發，持續幾分鐘至幾小時。活動日珥和黑子群有關，而且同黑子群一樣，在數量和活動上都同太陽活動周期緊密相關。寧靜日珥噴發平緩，減退更慢，可延續幾個月。
太陽風
太陽風是指日冕因高溫膨脹不斷向外拋出的粒子流。這種粒子流好像是從太陽向外刮出的一股風，所以稱為太陽風。由于日冕層具有極高的溫度，作用于日冕氣體上的引力不能平衡壓力差，日冕中就很難維持流體靜力平衡，處于熱電離狀態下的氣體粒子因膨脹而連續不斷地向外流出，就形成了太陽風。太陽風的主要成分是氫粒子和氦粒子。太陽風以每秒200—800千米的速度吹向太陽系的各個角落，理論上推算出的太陽風邊界在25-50個天文單位，遠遠超出冥王星之外。太陽黑子活動頻繁時，太陽風的強度和速度也相應地加大。太陽風有兩種：一種持續不斷地輻射出來，速度較小，粒子含量也較少，被稱為“持續太陽風”；另一種是在太陽活動時輻射出來，速度較大，粒子含量也較多，這種太陽風被稱為“擾動太陽風”。擾動太陽風對地球的影響很大，當它抵達地球時，往往引起很大的磁暴與強烈的極光，同時也產生電離層騷擾。太陽風對彗星彗尾的形成及方向有決定性的影響，太空探測器的軌道也會受其影響。
相關事件
2017年9月6日爆發了十多年來最大的太陽耀斑，該爆發導致幾乎整個地球朝向太陽一側的高頻無線電通信大范圍失靈，長達1小時。
2011年9月25日，超高溫氣體從密集的太陽結構日珥底部噴出，這些氣體螺旋上升形成太陽龍卷風。
參考資料 >
光斑.國家天文科學數據中心.2024-03-27
Mystery Solved: Bright Areas on Ceres Come From Salty Water Below.NASA.2024-03-23
耀斑爆發，地球竟會“自衛”！.中國科學院.2024-03-23
英科學家發現巨型太陽龍卷風 5倍地球溫度200萬.中國氣象局.2024-03-23
中外科學家解密“完美太陽風暴”.中國氣象局.2024-03-23