2022年8月19日，位于夏威夷茂宜岛的丹尼尔·K·井上太阳望远镜（DKIST）记录到一次C级太阳耀斑的余晖。研究团队在观测中发现，钙II H线与氢-ε线的光谱信号异常强烈，且出现在耀斑衰减阶段的表现与既有预期存在差异。

研究人员称，这是首次在耀斑衰减阶段对这两种相邻谱线进行如此细致的观测。对照计算机模型结果显示，这些谱线的强度与宽度在部分指标上超出模型预测，提示耀斑加热其发生的太阳大气层过程中，相关物理机制仍有未被充分刻画之处。研究团队指出，同类模型也可用于其他恒星耀斑的研究。

光谱观测通过专用仪器将来自太阳的光分解为不同波长，从而识别发射、吸收或反射形成的谱线。此次事件中，观测到的光主要来自被激发后的钙II H与氢-ε发射。两条谱线在太阳光谱中位置相邻，被视为观测太阳色球层的重要窗口。色球层位于可见表面（光球层）与外层大气（日冕）之间，其吸收线可反映大气中电离钙的存在，并为色球活动及该区域磁场强度提供线索。

研究团队表示，受限于望远镜观测时间与仪器条件，从地球开展太阳耀斑相关谱线的高质量观测并不容易。DKIST的高分辨率能力使得此次数据获取成为可能，但同时也暴露出现有太阳物理模型在解释部分观测现象方面的不足。

由学生观测者Cole Tamburri领衔的团队将DKIST观测结果与当前用于模拟耀斑加热的计算机模型进行对比。团队称，模型能够再现部分观测特征，但无法完整解释其他现象。相关成果已发表在《太阳物理学》期刊上。

研究显示，观测到的光谱特征在宽度与亮度分布上与模型预测存在差异，尤其是在耀斑衰减阶段仍呈现出更强、更复杂的发射特征。研究人员认为，这表明对耀斑复杂物理过程的数值模拟尚未覆盖全部关键环节，后续将利用此次观测数据推动模型改进。

为解释衰减阶段的异常表现，研究团队回顾了耀斑从开始到结束的一般演变过程：在前驱阶段，活跃区上方局部磁场纠缠并伴随软X射线发射；随后进入冲动（爆发）阶段，磁场发生断裂并释放能量，高能质子与电子被加速，同时出现强烈的X射线、伽马射线与无线电波发射；最终进入衰减阶段，能量下降、区域逐步冷却。现有模型通常认为，耀斑加热可通过高能粒子束或热量在太阳大气中的扩散实现。

团队原计划利用DKIST捕捉一次C6.7级耀斑的前驱“预热”阶段，但实际记录到的是活动与发射衰减的末期。观测结果显示，钙II H与氢-ε的发射谱线并未呈现与衰减阶段相符的典型特征，提示耀斑在冷却过程中仍可能维持更强的辐射与更复杂的结构。

在数据获取方面，团队使用DKIST的可见光光谱偏振仪（ViSP）与可见光宽带成像仪获得高时间分辨率、高空间分辨率的光谱数据，并同步取得高分辨率成像以揭示耀斑的物理结构。Tamburri表示，地面高分辨率观测与先进耀斑建模均高度复杂，观测与数据分析需要大规模团队协作；他同时提到，国家太阳天文台（NSO）多位科学家的协作对完成该研究至关重要。

在模型对比中，团队采用名为RADYN的计算模型模拟太阳大气在耀斑活动下的加热过程。结果显示，模型与氢-ε谱线的形状与宽度数据较为一致，但对钙II H谱线的形状匹配不完全。研究人员据此认为，耀斑加热太阳大气的机制仍存在较大未知。

NSO研究人员表示，改进模型可能需要重新审视耀斑加热机制。未来在更多太阳耀斑事件中使用DKIST开展观测，尤其是对冲动（爆发）与冷却阶段进行更细致记录，将有助于检验关于耀斑全阶段行为的相关理论，并强化现有太阳大气加热模型。