太阳表面存在着丰富多彩的日面活动，包括黑子、耀斑、日珥等。黑子被称为白玉之瑕，它们三五成群，每11年大规模从日面巡游一次。而耀斑则是太阳能量的大喷发，在短短一、二十分钟内释放出来的能量可达1020～1025焦耳，相当于上百亿颗巨型氢弹同时爆炸释放的能量，或者相当于十万至百万次强大火山爆发释放的能量总和，可见其威力之大。若把日面看作是一片熊熊燃烧的草原，日珥就是上窜的火舌。在Hα单色像上，这种鲜艳的火舌，衬托在蔚蓝色的天空背景之中，显得十分壮丽美观。
黑子
在太阳的各种日面活动现象中，太阳黑子可谓是最基本的，也是最容易发现的。当大黑子群出现时，在清晨或黄昏用肉眼能直接看见。
关于太阳黑子，中国古代文献中留下了许多观测记录。据《汉书·五行志》中记载，公元前28年日面出现了黑子活动：“日出黄，有黑气，大如钱，居日中。”这是世界上公认的最早的有关太阳黑子的记录。在欧洲的天文观测史上，人们也很早就注意到了太阳黑子现象。1607年，著名天文学家开普勒在日面上发现了黑子，但他不敢相信太阳上还会有暗黑的斑点，竟误以为是金星凌日，因而错过了一次绝好的发现机会。直到1611年，伽利略在望远镜中观测到了太阳黑子，才打破了教会宣扬的“太阳是完美无缺、白玉无暇”的神话。
太阳黑子是太阳活动的主要标志之一，系统的太阳黑子观测从十七世纪初期就开始了。人们在观测中发现，黑子是变化的，起初以为这种变化是杂乱无章的，后来察觉它具有一定的周期性，大约11年由盛转衰，又从衰到盛循环一次。黑子有强大的磁场，磁场的变化比较有规律。黑子还与其他日面活动有着千丝万缕的联系。
黑子本质究竟如何？一百多年来，太阳物理学家们一直在孜孜不倦地钻研着这个问题。现在已经弄明白了，黑子并不真是黑的，它们也是炽热明亮的气体，温度大致有4000多摄氏度，只是因为它比周围光球温度低1～2千摄氏度，因而在明亮背景的衬托下，温度低的区域显得暗黑了。
黑子是怎样形成的呢？这是学术界一直在探讨的问题，目前还没有一个能广为人们接受的理论。
1941年，德国天文学家比尔曼创立了磁场抑制对流理论。他认为，黑子的强磁场使来自对流层的热量传送不到黑子里面去，因此黑子变冷了。这个学说问世之后曾风靡一时，但后来却暴露出许多破绽。如果黑子里面没有对流，也就不会有米粒组织，但实际情况并非如此，更何况被磁场抑制的能量又输送到哪里去了呢？
针对比尔曼学说的理论疑难，美国的帕克教授又提出了一种观点，认为黑子低温是由磁场引起的，但磁场没有抑制，而是促进了能量的传输。黑子强磁场把大部分热流转换成磁流体波，它们沿磁力线跑掉了。这一学说虽然部分解释了黑子现象，但显得过于简单，有关黑子形成的内在问题并没有说清楚。
人们关于太阳黑子的最大疑问，莫过于它的活动周期了。太阳黑子11年的活动周期是在19世纪40年代发现的，此后一直被认为是太阳活动的基本周期。
关于太阳活动周期的形成，有一种比较流行的说法，是由美国天文学家巴布科克提出的。他的理论出发点是，太阳有普遍的磁场，而磁力线埋在光球下面不深的地方。赤道附近自转较快，“冻结”在那个区域的磁力线就紧紧地缠绕起来。由北极出发伸向南极的磁力线绕太阳转了许多圈，愈近赤道，绕的圈子愈多。那里的磁场不稳定，磁力线一旦冒出日面，就构成黑子。随着时间推移，黑子磁场扩散，原来的普遍磁场被中和掉了，接着出现极性相反的普遍磁场，于是产生了太阳黑子活动的周期性变化。
巴布科克假说在一定程度上说明了黑子群出现的区域特征。人们在对黑子的长期观测中发现，黑子在日面上的活动范围具有一定的局限性，它们大部分出现在日面南北半球5°～25°纬度之间，赤道附近和高纬度区黑子很少。除赤道外，黑子的爆发区域，正是理论上预计的最容易冒出磁力线的地方。
但是，这一理论模型却存在着一个致命弱点，按照巴布科克的观点，黑子应该最先在赤道一带形成，然后向高纬度区扩散。而实际情况却是赤道附近几乎没有黑子活动，在一个活动周期开始的时候，黑子往往在高纬度（约±30°）处出现，之后逐渐转移到±15°，最后结束于低纬度区。黑子的移动轨迹与理论预计的正好相反，可见，巴布科克假说是不成立的。
那么，黑子究竟是如何形成的呢？太阳形态场模型认为，黑子的形成与对流层气体的环流运动有关。
根据对流层环流理论，日面气体存在着环流运动。当气体由高纬度区向低纬度区流动时，将形成无数小规模旋涡，在±30°纬度区，这些旋涡逐渐汇聚为较大规模的旋涡。对流层气体上下层之间的流速是不一样的，通过对日面振荡的精细分析，天文学家们研究认为，在光球下面一万公里的对流层，自转情况和表面差不多；再往深处走5000公里，自转比表面快[1] 。就是说，日面气体表层流速较慢，深层流速较快。根据流体的运动规律，流体在流速大的地方压强小，在流速小的地方压强大，流体将从压强大的地方向压强小的地方流动。因此，涡旋运动的气体呈下旋态势，为下旋式旋涡。
地球上的台风具有类似的情形，通过气象云图可以看到，形成台风旋转气流也呈下旋态势，一般情况下，在旋涡中心会形成一个直径为40公里的台风眼。台风眼就像由云层包围的孤立的管子，它里面的空气几乎是不旋转的，但有微量上升气流。台风眼区外围的空气，向低压中心旋进，由于不易进入眼区，而在其外围上升，形成大片灰黑色臃肿高耸的云层。
同样道理，日面上的下旋气体旋涡随着旋转角动量增大，在其涡旋中心也会形成类似“台风眼”的管状洞穴。由于向下旋进的气体降低了对流层的热量传输，且管状洞穴本身不发射光线，因而呈现出黑色，这就是太阳黑子。
天文观测显示，黑子形成之前，在光球上首先出现一片片光斑，它是日面气体涡旋运动隆起的高原，温度略高于周围其他区域。随着旋转半径增大，旋涡中心凹陷乃至出现孔洞时，才演变为黑子。
通过观测可以发现，太阳黑子显示出涡旋式的结构特征。太阳黑子是由较暗的核 [本影] 和围绕它的较亮部分 [半影] 构成的，形状象一个浅碟，中间凹陷约500公里，中间温度低，四周温度高。在对黑子进行高分辨率观测中发现，黑子内存在着精细结构，表现为黑子内磁力线随深度有很强的扭转和旋涡结构。
通过对黑子本影的高分辨率观测，可以观测到本影点，其亮度与光球差不多，直径约200公里，寿命约25～60分钟，一个中等大小的黑子往往同时存在着20几个本影点，在本影里还存在另一种活动现象——本影闪耀，用CaⅡ的H、K线单色光观测，本影闪耀是一种小而亮的移动结，寿命只有50秒，直径达到2000公里，以平均每秒40公里的速度向半影移动。
一般来说，一个小黑子大约有1000千米，一个大黑子则可达20万千米，比较而言，地球直径却只有12700千米。可见，虽然涡旋气流的“风眼井”很深，但如此大的口径，即使在地球上观察，仍然可以俯视到井内深处。据此推断，所谓本影点应该是风眼井底部一股股向上涌动的炽热气流，我们在地球上所看到的只是上涌气流的顶端。这些气流在垂直上升过程中，视直径逐渐增大，最后沿井壁溢出，这时出现的就是本影闪耀现象。
黑子具有日面上最强的磁场，强度为1000～4000高斯。通常情况下，一个黑子群有两个主要黑子，它们的磁场极性相反，如果前导黑子是N极的，那么后随黑子就是S极的。在同一半球（例如北半球），各黑子群的磁极性分布状况是相同的，而在另一半球（南半球）情况则与此相反。在一个太阳活动周期（约11年）结束、另一个周期开始时，黑子的磁极分布便全部颠倒过来，这一现象被称为黑子的磁极周期性转换。
黑子磁场的起源，与黑子的涡旋结构有关。虽然对流层为富负电荷区，但也同时含有大量的正电荷粒子，在环流运动中，正、负带电粒子的电场方向一致。通过分析太阳的普遍磁场，可以做出判断，粒子的电场联线方向与其运动方向相反，这一点对判定黑子磁场的性质非常重要。
普遍磁场是对流层中的负电荷粒子，在太阳自转运动中形成的，判定负电荷粒子圆周运动的磁场方向，适用于左手定则，即弯曲左手，让四指与粒子的电场联线方向相一致，则大拇指所指的方向，就是磁场的N极。正电荷粒子圆周运动磁场方向的判定，适用于右手定则。太阳自西向东旋转，普遍磁场的N极在太阳自转轴的北极附近，由此断定，粒子的电场联线方向与其运动方向相反。
由于带电粒子间存在着电场和质量场双重作用，因此，对流层中的正、负带电粒子并不是混合在一起，而是处在分离状态。首先，在电场作用下，正、负带电粒子的电场方向保持一致。与此同时，粒子质量场平行排列，质量场的作用特征是，同方向旋转的质量场相互吸引，逆向旋转的质量场相互排斥。正、负带电粒子的质量场处在逆向旋转状态，因而产生排斥作用，发生分离。分离后的正、负带电粒子分别形成了不同电荷性质的粒子流，在涡旋运动中，它们的旋转方向相同，形成的磁场方向相反，这就是双极黑子磁场的由来。
参考图示：
以北半球为例，当太阳自转处在减速状态时，形成逆时针环流。由于环流气体以负电荷粒子流为主流，当粒子流向赤道方向回流时，这部分粒子流所处的纬度较低，首先进入30°纬度区，形成逆时针旋涡，它就是前导黑子。根据左手定则判断，前导黑子的磁场极性为N极。稍后，正电荷粒子流进入30°纬度区，形成逆时针旋涡，它就是后随黑子。根据右手定则判断，后随黑子的磁场极性为S极。
南半球的情况与北半球正好相反，南半球形成的是顺时针环流，黑子为顺时针旋涡。由负电荷粒子流形成前导黑子，正电荷粒子流形成的后随黑子。根据磁极判定规则，前导黑子的磁场极性为S极，后随黑子的磁场极性为N极。
经过11年以后，进入太阳K振荡的下半个周期，环流循环发生逆转，日面气体在北半球形成顺时针旋涡，南半球形成逆时针旋涡。这时，北半球的前导黑子就会由N极变成S极，后随黑子由S极变成N极；南半球的情况与之正好相反。
简言之，在太阳一个K振荡周期（22年）内，前导黑子和后随黑子的磁场极性翻转一次，这就是黑子的磁极周期性转换现象。
黑子在日面上的分布有一定的规律性，表现为东西分布的不对称性和纬度分布的不均匀性。
所谓东西分布的不对称性是指，任何时候看到的日面东半边黑子比西半边的多；在东边形成的黑子比西边的多，而且从日面东边缘转出来的黑子比在西边缘消失的多。研究者认为，这种现象是由太阳自转引起的，相当于在单行车道上行驶，逆行遇到的车辆多，顺行遇到的车辆少，属于一种观测效应。
黑子的纬度分布的不均匀性是指，在太阳活动周开始时，南北半球黑子群的平均纬度在30°附近，随着时间推移，黑子出现的纬度逐渐向太阳赤道转移，在极大年附近为15°左右，在活动周结束时，黑子群的平均纬度约为8°；同时，在每一活动周的末尾，新的黑子群又开始在高纬出现，形成前一周黑子在低纬和新一周黑子在高纬同时存在的情形，这样的情形大约维持一年左右。以黑子群的平均日面纬度为纵坐标，以时间(年份)为横坐标，绘出的黑子群在日面纬度上的分布图，形状象一群蝴蝶，又称蝴蝶图。从蝴蝶图可看出太阳黑子活动有一个平均约11年的周期变化规律。
然而，也有特殊情况，英国天文学家蒙德尔指出，从公元1645年至1715年这70年间，太阳活动的平均水平特别低，极少出现黑子。天文学上把这段时间命名为“蒙德尔极小期”。美国天文学家艾迪根据收集到的证据进一步指出，在近7500年来，太阳活动的水平并不是相同的，而是经过了一系列的极小期和极大期，蒙德尔极小期只是其中最有名的一个，它至少发生过8～10次。
如何解释蒙德尔极小期现象呢？太阳黑子活动的峰谷变化与对流层的K振荡存在着密切联系。当K振荡振幅达到最大值时，黑子活动达到峰值；反之，当K振荡振幅达到最小值时，黑子活动跌入谷底。由于K振荡周期为22年，每11年达到一次最大值，因此，太阳黑子活动存在着11年周期。然而，K振荡有时也具有不确定性，历史上记录的最长的周期达到17.1年，最短的周期只有7.3年。就是说，K振荡周期只是一个相对稳定值，随着太阳内核反应的进程而发生变化。如果K振荡长久滞留在对流层膨胀与收缩的节点不出来，太阳自转速度不发生变化，黑子活动就陷入低谷期，这就是蒙德尔极小期。如果K振荡超长时间处在单调的膨胀或收缩状态，黑子活动一直保持高峰，这就是蒙德尔极大期。
耀斑
1859年9月1日，英国天文爱好者卡林顿在对太阳黑子的常规观测中发现，在日面北侧一个大的黑子群附近，突然出现了两道极其明亮的白光，亮度远远超过光球背景，明亮的白光仅维持了几分钟，就很快消失了。同一天，英国天文学家霍奇森也看到了日面上的这次突发事件，这是人类历史上有关耀斑的第一次记录。
耀斑，是发生在太阳大气局部区域的一种最剧烈的爆发现象。它能在短时间内释放大量能量，引起局部区域瞬时加热，向外发射各种电磁辐射，并伴随粒子辐射突然增强。由于太阳光球的背景辐射太强，因而大多数耀斑不能在白光中观测到。20世纪50年代以前，太阳耀斑主要是依靠Hα单色光和可见区的光谱观测，这在地面上比较容易实现；因此，太阳耀斑的早期定义是指Hα单色光看到的太阳色球谱斑中的突然增亮现象，也称为色球爆发。
多种手段的综合观测表明，耀斑发生时，从波长短于1埃的γ射线和X射线，直到波长达几公里的射电波段，几乎全波段的电磁辐射都有增强的现象，并发射能量从103电子伏特直到109电子伏特的各种粒子流。其中，电磁辐射增强主要发生在短波辐射（X射线和紫外光）和射电波段。
耀斑种类多样，根据观测手段的不同，主要分为光学耀斑、X射线耀斑等。常把可见光范围内的单色光观测的耀斑，称为光学耀斑；X射线波段观测的耀斑，称为X射线耀斑；与质子事件相对应的耀斑则称为质子耀斑。耀斑爆发时，各个波段的电磁辐射强度都迅速增强，并产生大量的等离子体抛射和太阳宇宙线。
关于耀斑的爆发机制问题，一直是天文学界的重大研究课题，目前比较有影响的是磁场重联理论。下面就从太阳形态场模型的角度，对这一问题进行探讨。
太阳形态场模型认为，耀斑爆发与黑子活动有关。太阳黑子大多成群出现，每个黑子群由几个到几十个黑子组成﹐最多可达一百多个。黑子群按它的磁场极性分单极群、双极群和复杂极性群，其中以双极群为常见。黑子在演变过程中，其磁场强度随黑子半径的增大而增大。异性磁场相互吸引，对于双极群和复杂极性群来说，当相邻异性黑子磁场强度增大到一定程度时，磁力线就会联接起来，产生吸引作用。由于黑子磁场是由气态带电粒子构成的，这个磁场像弹簧一样是可以拉伸的；因而，在磁场力的作用下，构成磁场的气体将由一个黑子向另一个黑子产生喷射，释放出大量能量，这就是耀斑爆发。
在气体喷射过程中，高能量的带电粒子将摆脱磁力线的束缚，直接射向太阳上空的日冕层。黑子分为两种，带有正电荷的黑子和带有负电荷的黑子。带有正电荷的黑子喷射出去的粒子，以质子为主，它们构成了耀斑中的质子成分，是质子耀斑的发射源。在耀斑发射的粒子事件中，当地球同步轨道探测到的质子能量大于10兆电子伏的通量超过10pfu时，表明这种事件中有很强的质子流，即发生质子事件，与之相对应的源耀斑称为质子耀斑。带有负电荷的黑子喷射出去的粒子，以电子为主，它们构成了耀斑中的电子成分，是电子耀斑的发射源。同时，带电粒子在加速运动过程中产生辐射，为耀斑增添了各种电磁波成分。两个黑子向日冕层喷射高能带电粒子，在太阳色球单色像上，形成了两条明亮光带，又称双带耀斑。当高强度的黑子磁场喷射出去的带电粒子达到一定量级时，在白光范围内也能观测到，被称为白光耀斑。
白光耀斑极为罕见，1859年卡林顿首次观测的太阳耀斑就是白光耀斑。观测资料显示，白光耀斑通常与大耀斑对应，大多数也是发射高能粒子流、远紫外射线、硬 X射线（有时还有γ射线）以及强射电爆发的质子耀斑或宇宙线耀斑。白光耀斑的发亮区往往有两块（也有一块或多块的，每块亮区大小约为1013米2量级），其位置与典型的双带耀斑中的双带重合，而且分别位于黑子区磁场中性线的两边，但靠得很近，形状很像是跨越中性线的磁流管的根部。白光耀斑发生时间与耀斑的闪光相一致，也就和硬X射线、远紫外射线以及微波射电爆发的时间一致。白光亮块消失后，有时在双带耀斑的边缘部位也出现白光增亮。同时，这种白光边缘会以每秒40公里左右的速度运动，这种现象称为白光耀斑波 。
在双极黑子的磁场作用过程中，中等能量的带电粒子将沿着磁力线由N极黑子（或S极黑子）进入到S极黑子（或N极黑子）之中，其运动轨迹是一条弧形曲线。需要说明的是，在磁力管道内，带电粒子并不是以直线形式运动，而是以螺旋形曲线向前推进的。带电粒子产生的电磁辐射，以氢的Hα线和电离钙的H、K线为主，波长在3900~7000埃范围内，称为光学耀斑。
带电粒子流由一黑子进入另一黑子后，将发生电荷中和反应，加之向外输送带电粒子流，因而，两黑子的带电量将同时减少。而黑子的磁场强度与所携带电荷量成正比，因此，耀斑爆发过后，势必出现黑子磁场强度减弱的现象。观测表明，在太阳耀斑出现前后，黑子的磁通量都发生了变化，每小时变化超过180高斯。例如，1959年7月16日，质子耀斑发生前后，发现在活动中心整个强大的本影场强减少了2/3。
双极黑子同时向对方发射带电粒子流，又同时吸纳对方发射过来的带电粒子流，两种粒子流不可避免地会在磁力线交汇点发生碰撞；其结果是，碰撞产生大量次级粒子，并伴有正负粒子湮灭现象，释放出巨额能量。粒子碰撞反应列式如下：
1992年，日本阳光号卫星拍摄的X射线耀斑照片显示，在磁力线所构成的拱门状结构的顶部，出现了一个奇怪的尖角，而通常的磁拱顶部是圆弧形的。2002年，美国航空航天局发射的拉马第高能太阳分光镜成像探测器拍摄的耀斑光顶区域精细图像，发现了相同磁拱尖角。有理由认为，这个磁拱尖角是正负带电粒子碰撞、湮灭点的炽热气团发出的光亮。
综上所述，耀斑是双极黑子磁场联接产生的一种能量释放效应，单极黑子群不会产生耀斑。观测资料表明，耀斑以及一系列太阳活动现象大都发生在黑子群上空，且黑子磁场的梯度越大，或者黑子群的极性越复杂,就越容易出现耀斑。
日珥
在日全食时，太阳的周围镶着一个红色的环圈，上面跳动着鲜红的火舌，这种火舌状物体就叫做日珥。日珥是在太阳的色球层上产生的一种非常强烈的太阳活动，是太阳活动的标志之一。
日珥出现时，大气层的色球酷似燃烧着的草原，玫瑰红色的舌状气体如烈火升腾，形状千姿百态，有的如浮云，有的似拱桥，有的像喷泉，有的酷似团团草丛，有的美如节日礼花，而整体看来它们的形状恰似贴附在太阳边缘的耳环，故此得名为“日珥”
日珥通常发生在色球层，大的日珥高于日面几十万千米，还有无数被称为针状体的高温等离子小日珥，针状体高9000多千米，宽约1000千米，平均寿命5分钟。一般说来，日珥可分为宁静型、活动型和爆发型三大类。
日珥是怎样形成的呢？这是学术界尚未解决的问题。下面就从太阳形态场模型的角度，对这一问题进行探讨。
太阳形态场模型认为，日珥的形成与日面磁场的作用效应有关，当黑子磁场和太阳整体磁场产生联接时，引发涡旋气体喷发，形成的就是日珥。
（1）活动日珥
根据太阳形态场模型，对流层气体在环流运动中形成气体涡旋，涡旋中心演化生成黑子，黑子磁场强度可达3000～4000高斯。在黑子形成之前，涡旋运动的气体也将产生磁场，把二者统称为H磁场。太阳是自身是一个大磁体，整体磁场的两极位于日面东西两侧，磁场强度为1000～2000高斯。在以下的讨论中，设整体磁场的N极位于太阳东半球，S极位于太阳西半球。
假如黑子或气体涡旋位于太阳东半球，当H磁场为S极时，就会与太阳整体磁场N极联接起来，构成闭合磁力线回路。在磁场力作用下，涡旋运动的气体作为磁体的组成部分，将摆脱太阳引力的束缚，沿着磁力线路径快速地盘升，进入日冕层后向整体磁场的N极方向飘落；这时，形成的是拱桥状日珥。
当H磁场为N极时，将与太阳整体磁场N极发射出来磁力线合并在一起，向西半球延伸，与整体磁场的S极相联接，磁力线近乎与日面平行。在磁场力作用下，日面涡旋运动的气体像龙卷风一样向上盘升，进入日冕层后，沿磁力线向西半球方向飘逸；这时，形成的是龙卷日珥。
如果黑子或气体涡旋位于整体磁场的极区，当H磁场为N极时，与整体磁场的磁极方向相同。在整体磁场作用下，涡旋气体垂直向上盘升，达到一定高度后，向四周飘散；这时，形成的是喷泉状日珥。
在这里还应考虑另一种情形，H磁场为S极的问题。可以简单地做出一种判断，在磁场极区，带电粒子流的涡旋运动，是无法生成与极区磁性相反磁场的，即不存在H磁场为S极的情形；因此，也就无需考虑H磁场与整体磁场的作用效应问题。根据上述推理，我们还找到了单极黑子群的形成原因。正常情况下，极化后的带电粒子流应该生成双极黑子群或复杂极性群，如果出现单极黑子群，则意味着有一半的带电粒子流消失了。之所以形成单极黑子群，是因为这部分带电粒子流向对流层深层旋去。
上述三种类型的日珥统称为活动日珥，其特征是，在磁场联接过程中，涡旋气体中的带电粒子沿着磁力线路径进入日冕层，形成了日珥的精细结构。观测显示，日珥的精细结构一般由许多条细长的气流组成，流线上有称为节点的亮块或亮点。在日珥向上抛射或落下时，若干个节点的运动轨迹往往是一致的。当日珥离开太阳运动时，速度会不断增加，而这种加速是突发式的，在两次加速之间速度保持不变，在日珥节点突然加速时，亮度也会增加。
活动日珥温度在5000～8000K之间，投影到太阳表面，呈现出暗黑色条带，在暗条的足点处，经常可以看到黑子。当然，如果旋涡中心尚未形成风眼，那么在暗条的足点处就不会出现黑子。通常把黑子群上空的日珥称为黑子日珥。
（2）宁静日珥
是指形态变化缓慢，在日面存在时间较长的日珥。宁静日珥多为滞留在日冕层中的气体云团，直接在日冕层中生成的日珥又称冕珥。
一般来说，涡旋气体处在高度电离状态，在磁场联接过程中，来自太阳整体磁场的带电粒子与来自涡旋磁场的带电粒子在磁场联接的顶端——日冕层发生碰撞。其结果是，带有异性电荷的离子相互结合生成中性原子，大量中性原子聚集形成细流状气体云，这就是冕珥。由于带电粒子在磁场中的运动轨迹只是一条光亮细流，不容易被观测到，因而，给人的感觉冕珥仿佛是从日冕中直接“冷凝”出来一样，令人不可思议。
构成冕珥的气体云从离子态转为中性状态，不再受日面磁场的束缚和控制，能够长期悬浮于太阳大气中，有时甚至可以形状丝毫不变地在日冕中存在数月之久，被称为宁静日珥。但是，在有些情况下，日冕中的气体云也会带上电荷，这是由于H磁场与整体磁场所提供的带电粒子数量不均衡，多余的离子吸附在气体云上的缘故。当宁静日珥的电荷聚集到一定程度时，气体云就会在磁场力的牵引下，沿磁力线路径产生运动，这时宁静日珥就会转变为活动日珥。宁静日珥的磁场强度约为10高斯，磁力线主要沿水平方向，与太阳整体磁场方向一致。
（3）爆发日珥
如果黑子或气体涡旋位于整体磁场的N极附近，H磁场为S极，那么，H磁场将与整体磁场产生吸引作用。由于二磁场距离较近，磁力线联接贴近日面，因而，H磁场的磁轴将向极区方向倾斜。当H磁场强度增大到一定程度时，高能量的涡旋气流将跳出日面，以环形轨迹产生运动，相当于整体磁场产生了感应电流，这就是爆发日珥。
爆发日珥是日面上最为壮观的日珥活动，色球上突然腾起红色气焰，抛射出的气体物质高度可达几十万千米，然后火柱弯曲回落，形成一个环，所以爆发日珥又称环状日珥。
（4）针状体
日面上分布着无数气体涡旋，它们大小不一，大中尺度旋涡演化生成黑子，而小尺度旋涡也像黑子一样，携带着不同强度的磁场。小尺度旋涡在与太阳整体磁场、普遍磁场作用过程中，也会引发气体喷射，这些小尺度日珥，被称为针状体。
观测显示，整个色球层都布满了针状体，其直径在500公里左右，喷射速度约为每秒20公里，生命周期在5至10分钟。任何时候，都至少有10万根以上针状体出现在太阳色球层大气中, 一个典型的针状体可以伸展到光球之上1,000至3,000公里的高度。它们通常和高磁性的区域联系在一起，物质的流量大约是太阳风的100倍。
观测资料显示，除针状体以外，日珥在太阳南、北半球不同纬度处都可能出现，但在每一半球都主要集中于两个纬度区域，而以低纬度区为主。低纬区的日珥的分布与黑子的分布相似，按11年太阳活动周不断漂移。在活动周开始时，日珥发生在30°～40°范围内，然后逐渐移向赤道，在活动周结束时，所处的纬度平均约为17°，这比黑子区域的平均纬度始终高10°左右。至于高纬度区，日珥大约在黑子极大期过去三年后才出现，一直存在到黑子极小期。高纬度区的日珥并不漂移，都在45°～50°范围内。上述两个区域的分界约在纬度40°处。以上现象与涡旋气体的运动规律相吻合。
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