Pod slovy erupční aktivita si lze představit několik významů. Ve sluneční fyzice máme na mysli zejména sluneční erupce. V astrofyzice zase můžeme myslet na eruptivní proměnné hvězdy. V oborech geologie a vulkanologie nás napadnou náhlé projevy zejména sopečné činnosti, jako jsou sopečné erupce. Pro účely tohoto minislovníčku se omezíme na sluneční erupce vyskytující se na Slunci, případně na některých hvězdách.
Sluneční aktivita může mít řadu projevů. Ve fotosféře se vyznačuje např. nárůstem počtu skupin slunečních skvrn a zvětšováním jejich plochy. V chromosféře intenzitou slunečních erupcí a zvýšeným výskytem protuberancí. V koróně třeba zase celkovou změnou tvaru koróny.
S erupční aktivitou se proto setkáme hlavně v oblasti chromosféry, tedy střední vrstvy sluneční atmosféry, ale může se projevit i v koróně. Jedná se o různě intenzivní zjasnění určité lokální oblasti v chromosférické vrstvě. Zjasnění představuje explozi, při které dochází k uvolnění zejména tepelné energie, lokálně prudce vzroste teplota (tepelná erupce). Dále dochází k prudkému uvolnění energetických částic (dojde k urychlení elektronů, protonů a těžkých iontů). Uvolněný proud vysoce energetických částic lze detekovat v celém spektru elektromagnetického záření od velmi krátkých vlnových délek (tvrdého rentgenového oboru a někdy dokonce gama záření), až po dlouhé vlnové délky v radiové oblasti. V různých oblastech atmosféry Slunce vznikají různé typy záření, které se označují jako erupce v čáře Hα, rentgenové erupce, radiová vzplanutí apod. Erupce má většinou rychlý průběh, zpravidla několika málo minut až desítek minut, během nichž se uvolní neuvěřitelná energie až miliardy megatun TNT.
Erupce zasáhne někdy menší, jindy větší plochu a má různou dobu trvání. Pokud probíhá souběžně s protuberancí, dojde tak i k uvolnění hmoty. Tyto jevy se označují jako erupční protuberance. Erupce vznikají v nově vytvořených nebo vyvinutých aktivních oblastech. Jsou to místa, kde se vyskytují skupiny slunečních skvrn, a to hlavně ve velkých skvrnách nebo skupinách se složitým morfologickým uspořádáním. V těchto místech zpravidla bývá komplikované magnetické pole s různou magnetickou polaritou, není to ale podmínkou. Erupční aktivita se prakticky může vyskytovat kdekoliv na slunečním disku. Tím se značně liší od výskytu skupin slunečních skvrn, které jsou převážně vázány na oblasti tzv. královských pásů. Četnost erupcí není podobně jako u skvrn rovnoměrná. I v tomto případě existuje maximum cyklu, které je však proti maximu slunečních skvrn poněkud posunuto.
Není zcela jisté, jak sluneční erupční aktivita vlastně vzniká, jaký je přesně mechanizmus jejího vzniku. Lze se ale domnívat, že důležitou roli hraje právě uspořádání lokálních magnetických polí v blízkosti skupin slunečních skvrn. Magnetická pole totiž mohou vytvářet poměrně komplikované struktury, ve kterých lze pozorovat různé smyčky, deformace magnetických silokřivek, jejich křížení, výrazné koncentrace (magnetické uzly) apod. A právě tyto úkazy zřejmě vytváří podmínky pro vznik erupcí. Např. při překřížení dvou blízkých smyček může dojít k jejich rekonexi (přepojení). Při přepojení dvou smyček bude výsledná energie menší. Během rekonexe se ale uvolní obrovské množství energie, což pozorujeme jako vznik sluneční erupce.
Jak už bylo řečeno, erupční aktivita může mít různou intenzitu. Podobně jako v případě slunečních skvrn (Curyšská klasifikace, McIntoshova klasifikace), zavádíme i u slunečních erupcí jejich klasifikace, které mohou mít rozdílná měřítka. Na rozdíl od slunečních skvrn, kde se klasifikace určuje z jejich morfologického tvaru, se klasifikace erupcí zjišťují např. podle maxima toku rentgenového záření naměřeného v blízkosti Země. To je detekováno na vybraných vlnových délkách. Měření je prováděno geostacionárními družicemi GOES. Nejslabší erupce jsou označeny jako erupce třídy A, silnější třídy B, nejsilnější třídy M nebo X. Každá třída má 10x vyšší maximum toku rentgenového záření než třída předchozí. Třídy jsou ještě jemněji děleny do deseti podtříd označených číslicemi od 1 do 9. Toto označení velikosti erupce je pouze jedním z mnoha používaných měřítek.
Erupční aktivitou Slunce se dostává do Sluneční soustavy silná radiace, což je velké množství částic s vysokou energií. Hovoříme proto o kosmickém počasí, které ovlivňuje všechna tělesa v blízkosti Slunce, tedy i naši Zemi. Naštěstí je Země chráněna geomagnetickým polem, a tak životu na povrchu planety nehrozí akutní nebezpečí. Nicméně kosmické počasí může ovlivnit některá dění. Zcela běžně se při větší erupční aktivitě Slunce vyskytují polární záře hlavně v severních a jižních polárních oblastech. Z technického hlediska může dojít k celé řadě problémů. Může dojít k poškození satelitů na oběžné dráze, k poruchám v radiovém vysílání, k vzniku přepětí na dlouhých trasách elektrických vedení (včetně poškození transformátorů elektráren), vzniku bludných proudů na měřících, signalizačních a regulačních okruzích, poškození elektronických zařízení (počítačů, elektroniky v automobilech) apod.
Kosmickým počasím mohou být přímo ohroženy posádky na kosmických orbitálních laboratořích, dokonce i ve vysoko letících letadlech apod. Proto je dnes důležité nepřetržitě monitorovat sluneční erupční aktivitu. Pokud by snad někdy došlo k poškození geomagnetického pole Země, mělo by to za následek zničení většiny forem života.
