光斑(facula )是指出现在太阳光球层边缘的明亮斑点 ，其内部有三种不同类别的磁性结构：小型磁性元件、光斑结、小孔。这三类磁性结构在相互影响下组成了光斑内部的稳定结构。 在 太阳 边缘（视边缘）附近的普通白光下可以看到光斑，那里的 光球 背景比圆盘中心附近的光球背景更暗。在氢或电离钙蒸气波长下拍摄的分光日照图中，光斑向 色球 层的延伸在整个圆盘上变得可见。当在色球层中看到时，它们被称为谱斑。光斑由纤维和米粒 组成的， 常伴随黑子出现，与黑子密切相关，具有类似黑子群的偶极特性。 光斑且与黑子一样，具有11年的周期，主要产生纵向的 磁场 。
光斑是仅次于 太阳黑子 的重要太阳活动，同时也是太阳物理学的高度重视对象。 对于光斑的探索，各国依旧在持续推进。
形成机制
霍尔电流焦耳耗散
光斑的形成是由于 太阳 活动区米粒对流速度场与米粒际磁场相互作用导致霍尔电流 焦耳 耗散的结果，而光斑的加热机制与焦耳耗散密不可分。焦耳耗散区的亮带较狭窄，因此，光斑实际上是由若干具有纤细亮丝的照明“灯泡”组成的亮区；而电流耗散区处在对流场中，其 热能 通过辐射、对流等方式迅速向周围扩散，形成很宽的亮带，以致于用高分辨率的仪器观测可以很容易地发现这些亮带呈现为丝状物(粗磁力线管)或亮点(细磁力线管)。太阳表面存在活动区和宁静区，而光斑只在活动区出现，其可能原因是由于太阳活动区的磁力线管数密度很大，足以满足大量光斑的形成需求，宁静区磁力线管数密度太小，致使光斑无法形成。光斑出现的位置同样与磁力线管相关，由于磁力线管壁是热的，管核是相对冷的，在 太阳 视面中心见到的是以管核冷区为主的区域，而在太阳视面边缘见到的是以管壁热区为主的区域，所以光斑只会出现在视面边缘附近，在视面中心附近是看不到的。
磁通量涌现
光桥是由一根磁力线的出现引起的，该磁力线的一端植根于 太阳黑子 母体外的一个孔中，该孔的 极性 与太阳黑子相反，并以大约0.4 km/s的速度从太阳黑子中退去，当它到达内半影边界时，光桥便形成了。光桥是一个接近水平的结构，场强约为1.2 kG，沿着它的整个长度表现出约0.85 km/s的长寿命 光球 蓝移 。大约13分钟后，光桥的出现会导致 色球 层和过渡区出现动态浪涌。这些浪涌沿着光桥的长度都可以看到，其特征是沿着它们的长度有深色的丝状结构，一直延伸到光斑区终止。。光桥只能存活约13小时，而与通量涌现相关的最高 场线 在 太阳 大气中可能达到约29毫米的高度。尽管光桥的形态类似于黑子本影中的半影侵入，但其 物理性质 及其与孔隙的关联使其成为非典型光桥。光桥中大规模持续蓝移的存在可用于区分由原位磁对流驱动引起的结构和由 太阳黑子 中大规模通量出现引起的结构。
结构
太阳的光斑区域有三种不同类别的磁性结构：小型磁性元件、光斑结、小孔。磁性元件直径为0.5-1角秒，寿命约为5-10-15分钟， 磁场 强度接近均分水平（150-250 G）。这些小的、短暂的磁性元件是不断运动的，可以通过与对流颗粒的磁场相互作用，导致光斑亮度减弱，也可以通过与对流颗粒发生碰撞，导致光斑亮度增加，从而产生 等离子体 磁性结构。 光斑结是一种相对稳定、大而长寿的明亮 光球 - 色球 磁结构。平均而言，光斑结中的气体温度比周围气体的温度高几百 开尔文 ，光斑结内部单个明亮磁性元件之间的温度差可能不超过100-200k 。 单独的、移动性较差的、更稳定、更大、寿命更长的光斑结位于几个超颗粒对流单元的交界处，在这些光斑结中，水平-垂直等离子体流集中在几十个磁性元件上，这些看起来像 磁通 管或磁束的磁性元件进入超颗粒间的小孔后，在等离子体中的冻结场作用下，会被耙到光斑结的边缘。小孔中 等离子体 的流动和光斑结内降低的气体压力为光斑结的长期存在提供了所需的稳定效果。因此，这些磁性结构构成了光斑整体的稳定结构。
特性
光斑有复杂的细链结构，这些细链在几分钟内就有变化。 光斑内的米粒组织其实是由许多光斑点(即许多光斑细链)组合而成。光斑点的直径约为100--200公里，寿命为5分一15分。光斑内的米粒组织不同于宁静 光球 内的米粒组织。光球米粒寿命只有几分钟，而光斑米粒直径约为1"，寿命可达1—2小时。
光斑点的 动力学 特性： （1）光斑点呈现在超米粒胞内边界上，在超米粒胞内很稀少。 （2）相对于米粒组织，光斑点位于几个米粒相联结的空间中，在一个米粒内或是两个米粒的空间中，从没有观测到光斑点。 （3）光斑点的平均寿命为18分。 （4）在光斑点的整个生命期间它们总是保持在米粒之间的确定的狭小路径中。 （5）光斑点的观测大小从来不超过0”.5。 （6）光斑点相互之间靠得很紧。 （7）约15%的光斑点由一个分裂为两个。 （8）光斑点消失在米粒间的空间中。 （9）光斑点从来不在有另一光斑点或一个米粒的地方沉没。
观测历史
科英布拉大学 （ 葡萄牙 ）天文台出版了一份目录，其中包含 1929 年至 1944 年期间的 太阳 观测，其中包含了 太阳黑子 、光斑、突起和细丝的观测数据。
1970年6月30日在普尔科沃平流层望远镜（平流层球载观测站）上获取了 太阳 圆盘中心附近的颗粒图像。
1973年，平流层球载观测站发射了一台镜面直径为100厘米的平流层望远镜的改进型望远镜，随后，在 光球 的几张照片中，获得了 透镜 的 衍射 分辨率为--0″.12，并使用光电图像质量分析仪来评估颗粒的清晰度，使拍摄的照片质量得到极大的改善。
2008年12月在古德太阳望远镜（大熊太阳天文台）上获得TiO7057线的滤光图。该图像在中心有一个暗的椭圆，其特征横向尺寸是0.2×0.4mm。
2016年9月，SST望远镜（ 瑞典 1米 太阳 望远镜）拍摄了太阳表面的滤光图，该图在右上角有一个很大的孔隙，其中半影的形成已经很明显，分散在照片视野中的较小的黑暗形成物是具有高对比度的微孔。
2017年6月在BBSO（大熊太阳天文台）上获得了TiO7057 日冕 线中宁静 光球 的滤光图。图像中心的两个黑色结构是微孔，其具有约0.3-0.4mm的直径，并且被明亮的环形和半环形环包围，是光斑区域中的性质特征。
2015-2018年， 黎明号 探索了 小行星带 中最大的 天体 谷神星 星，科学家们通过分析黎明号带回的探测数据，破解了谷神星光斑之谜。
相关模型
“热壁”模型
光斑是由 磁通量 管在光球中产生的凹痕。这些管的壁是热的，而这些管底部的温度取决于管的直径。如果磁通管的直径在300公里以上，其底部会变冷，在300公里以下，其底部才开始变热。由于磁压力，在相同的几何高度上，厚管中的温度比周围大气中的温度低。因此，在观测中，管的底部变暗。但是如果管足够窄，则可以通过水平辐射传输加热，并变得更亮。管的对比度不仅取决于其直径，而且取决于管的 磁场 强度。该模型的支持者认为可以通过研究该模型看到这些热颗粒壁（“光斑”）的特征。
热壁模型很好地描述了 太阳 盘面上出现光斑的情况，但当进入边缘时则产生了问题。根据这个模型，肢体上的光斑是无法被观察到，因为在这种情况下，观察者的视线垂直于 磁通量 管的垂直轴，由于几何原因，其深壁和热壁无法被观察到，但众所周知，肢体上的光斑是最好被观察到，所以这就与事实产生了矛盾。这一基本矛盾清楚地表明了“热壁”模型的不一致性。
“山丘和云”模型
“山丘和云”模型试图将光斑描述为与特定磁性结构无关的物体，由于热亚光球 等离子体 的抬升，光斑在 太阳黑子 附近会出现亮度增强，若太阳黑子附近的大 磁场 困住了热亚光球等离子体，阻碍了等离子体抬升，则光斑亮度降低。根据模型提出者的说法，亚光球热等离子体的这种垂直转移被假设是沿着具有任意参数的不同 磁通量 管发生的，由未知的物理机制产生，并导致热云的形成，这些热云便是观察者观察到的光斑。然而事实上，这个模型并不能代表光斑的真实 物理性质 。
通量环模型
在耀斑前相，通量环缓慢扭转并引起某种 动力学 不稳定性， 从而增大局部 电流密度 。 若电流密度变得很大， 使得电子传导（漂移） 速率 超过某一临界值，则将发生离子声不稳定性， 从而可能产生一个 静电 双层并导致耀斑出现。
电流片模型
光球场源的迅速运动将使一种电流片形成， 在电流片形成时， 电流密度 增加和 等离子体 的抛出将引起数密度减小 。当电子传导速率 的增加超过临界值时， 将产生离子声湍动并使等离子体加热。 在这一模型中， 当 接近于 光速 或者电流片出现撕裂不稳定性时便出现耀斑脉冲相。
相关现象
太阳耀斑
太阳 耀斑指在太阳局部区域出现的亮度突增现象，是太阳上最为强烈的活动现象。耀斑是先在 日冕 底层开始爆发的，后来下降传到 色球 。耀斑的周期约为11年，常伴随着黑子群的增多而增多。寿命很短，一般只存在几分钟，个别耀斑能长达几小时。耀斑出现时要释放大量的能量。一个特大的耀斑释放的总能量相当于上百亿颗百万吨级 氢弹 爆炸的总能量。耀斑出现时常抛射出大量的高能电子和质子，不仅有 可见光 ，还有射电波、 紫外线 、 红外线 、X 射线 和 γ射线 等，随后在地球上常发生磁暴、极光和短波通信中断等现象。耀斑产生的高能粒子辐射和短波辐射对载人 宇宙 航行有一定的危害。
日珥
日珥是突出在 太阳 边缘外面的发光 气团 ，像太阳突然长出来的朱红色大耳朵。全 日食 时可以用肉眼观看。日珥的爆发最为壮观，爆发前是一团密密实实的“冷气团”，温度只有7000°C，悬浮在100万℃的 日冕 中。日珥在大小、形状和运动方面差别很大，而且有活动日珥和宁静日珥两种主要类型。活动日珥快速喷发，持续几分钟至几小时。活动日珥和黑子群有关，而且同黑子群一样，在数量和活动上都同太阳活动周期紧密相关。宁静日珥喷发平缓，减退更慢，可延续几个月。
太阳风
太阳风 是指日冕因高温膨胀不断向外抛出的粒子流。这种粒子流好像是从 太阳 向外刮出的一股风，所以称为太阳风。由于 日冕 层具有极高的温度，作用于日冕气体上的 引力 不能平衡压力差，日冕中就很难维持 流体静力平衡 ，处于热电离状态下的气体粒子因膨胀而连续不断地向外流出，就形成了太阳风。太阳风的主要成分是氢粒子和氦粒子。太阳风以每秒200—800千米的速度吹向 太阳系 的各个角落，理论上推算出的太阳风边界在25-50个天文单位，远远超出 冥王星 之外。 太阳黑子 活动频繁时， 太阳风 的强度和速度也相应地加大。 太阳风 有两种：一种持续不断地辐射出来，速度较小，粒子含量也较少，被称为“持续太阳风”；另一种是在太阳活动时辐射出来，速度较大，粒子含量也较多，这种太阳风被称为“扰动太阳风”。扰动太阳风对 地球 的影响很大，当它抵达地球时，往往引起很大的磁暴与强烈的极光，同时也产生 电离层 骚扰。太阳风对 彗星 彗尾的形成及方向有决定性的影响，太空探测器的轨道也会受其影响。
相关事件
2017年9月6日爆发了十多年来最大的 太阳耀斑 ，该爆发导致几乎整个 地球 朝向太阳一侧的高频无线电通信大范围失灵，长达1小时。