I brillamenti (in inglese Flares) sono dei fenomeni violenti dell’attività solare. Il primo brillamento è stato osservato il 01/09/1859 da Richar Carrington la cui durata fu di 7 minuti, 17 ore dopo iniziò una tempesta geomagnetica e il giorno dopo vene osservata un’aurora polare.
I brillamenti sono violenti rilasci di energia magnetica che hanno luogo nella parte interna dell’atmosfera solare. Sono solitamente associati ai periodi di massima attività. In vicinanza del massimo solare si possono osservare fino a 25 brillamenti al giorno, sull’emisfero visibile. Questi flare sono una violenta eruzione di materia che esplode dalla fotosfera con energia equivalente a varie decine di milioni di bombe atomiche emettendo fasci di vento solare molto energetici che possono rappresentare un pericolo per le navi spaziali al di fuori della magnetosfera terrestre. Sono associati alle regione attive fotosferiche e sono probabilmente causati dal rilascio di energia in occasione del fenomeno di riconnessione delle linee di campo magnetico che si trovano al di sopra dei gruppi di macchie. Durante questi processi, forti campi magnetici di polarità opposte entrano in contatto, provocando una liberazione esplosiva di energia sotto forma di raggi X e radiazione ultravioletta, anche se si sono osservati anche in luce visibile.
La temperatura del plasma è di circa 20 milioni di gradi e velocità che va dai 500 a 1000 km/s. Infatti questa alta velocità fa si che il materiale espulso arriva alla terra dopo qualche ora.
I brillamenti solari possono anche essere associati alle emissioni di massa coronale, le cosiddette CME durante le quali enormi quantità di materia sono espulse dalla corona. Si crede che i brillamenti siano una conseguenza delle emissioni coronali, e non al contrario.
La maggior parte dei brillamenti si osservano nella riga Hα dell'idrogeno e raramente sulla radiazione visibile. La loro intensità varia da valori estremamente deboli (sottobrillamenti) a valori elevati che possono arrivare a coprire lo 0.1% del disco solare. La durata di un brillamento varia da pochi minuti a qualche ora. Arrivano anche a terra potenti burst di radio energia a frequenze comprese fra circa 5Mhz e 300Mhz  e anche raggi gamma.
Questi fenomeni hanno effetti importanti sulla ionosfera terrestre, aumentando la ionizzazione dello strato più basso, i raggi X arrivati danno origine a improvvisi disturbi e interferenze nelle comunicazioni radio. Nei periodi di massima attività i brillamenti possono riscaldare la parte superiore dell’atmosfera provocandone l’espansione fino alla quota a cui si trovano i satelliti in orbita bassa causando loro perdita di velocità. Il materiale rilasciato durante le emissioni, quando arriva sulla Terra, dà origine a spettacolari aurore a latitudini anche basse.
  
Classificazione:
I brillamenti si classificano come A,B,C,M o X a seconda della loro luminosità nei raggi X a longitudine d’onda da 1 a 8 Angstroms misurata in Watts/m2.
 

Ogni tipo di flare è dieci volte più potente di quello precedente. Ogni classe è divisa linearmente da 1 a 9, a volte i flare X possono superare la soglia di X9 come per accadde il 16/9/1999 e il 2/4/2001 in cui si sono misurati flare tipo X20 ma il 4/11/2003 un flare è arrivato a X28 ed è il più potente flare mai registrato sulla regione attiva 483 che è stato il gruppo di macchie solari più turbolento mai osservato.
Per il calcolo della energia rilasciata secondo la classificazione bisogna procedere della seguente maniera, se il flare e tipo A6.0 l'energia emessa sarà di 6.0 x 10^-8 W/m², se il flare e tipo C3.2 il suo valore sarà di 3.2 x 10^-6 W/m²

Nel visibile invece i brillamenti si classificano per la estensione in milionesimi di emisfero.
s: < 100 milionesimi di emisfero
1: 100-250 milionesimi di emisfero
2: 250-600 milionesimi di emisfero
3: 600-1200 milionesimi di emisfero
4: >1200 milionesimi di emisfero.
Per ogni classe si aggiunge una lettere che indica la sua intensità: F= Debole, N=Normale, B=Brillante.

Le tempeste di onde radio originate dai brillamenti e CME sono classificate cosi:
I: Brevi impulsi (300-50Mhz) sovraposti al fondo di emissione continuo
II: Impulsi di grande intensità da 300Mhz che si spostano fino a 10Mhz. Associati a correnti di elettroni che si spostano a velocità da 1000 a 15000 km/s
III: Impulsi che se spostano velocemente da 500 fino a 0.5Mhz, associati a correnti di elettroni con velocità di 100.000 km/s.
IV: Emissione continua fra 300 e 30Mhz associata

Per la  misurazione delle tempeste geomagnetiche si utilizza un indice (K) che misura la deviazione del campo magnetico terrestre rispetto a una curva media per ogni posto di osservazione. Kp e la media di K pressa ogni 3 ore in diverse stazione distribuite in tutto il mondo. Il NOAA basandosi sui valori di Kp ha creato una scala che mostra l’intensità delle tempesta geomagnetiche e le sue influenza.
G1: Tempesta minore (Kp=5). Aurore visibile ad alte latitudini. Leggere fluttuazioni nelle rete elettrica.
G2: Tempesta moderata (Kp=6). Aurore visibile a 55º di latitudine magnetica. Perturbazioni nei sistemi elettrici posti in alte latitudini.
G3: Tempeste intense (Kp=7). Aurore visibile a 50º di latitudine magnetica. Perturbazione nelle onde di radio.
G4: Tempeste molto intense (Kp=8). Aurore visibile a 45º latitudine magnetica. Forte perturbazione nelle trasmissione di alta e bassa frequenza. Sovracarica nelle linee di alta tensione. Problemi nell’orientamento dei satelliti.
G5: Tempeste estreme (Kp=9). Aurore visibile a 40º latitudine magnetica. Trasmissione di alta e bassa frequenza impossibile. Collasso nelle telecomunicazione. Problemi nelle reti elettriche. Danni ai trasformatori.

	Animazione della sonda SOHO di un flare del 24/9/2001 09:36 TU tipo X2.6 associato con CME

   Potete seguire il monitoraggio dei flare online nel sito: http://umtof.umd.edu/sem