日冕物質拋射（coronal mass ejection）是巨大的、攜帶磁力線的泡沫狀氣體，在幾個小時中被從太陽拋射出來的過程。表現為在幾分鐘至幾小時內從太陽向外拋射一團日冕物質（速度一般從每秒幾十公里到超過每秒1000公里），使很大範圍的日冕受到擾動，從而劇烈地改變了白光日冕的巨觀形態和磁場位形。日冕物質拋射是日冕大尺度磁場平衡遭到破壞的產物，日冕物質拋射破壞了太陽風的流動，產生的干擾會影響到地球，甚至引發悲劇結果。
基本介紹
- 中文名：日冕物質拋射
- 外文名：coronal mass ejection
- 表達式：CME
- 提出者：R. Tousey (第一次探測到)
- 套用學科：物理
- 適用領域範圍：天體
簡介,能量,物理特性,觀測研究,理論模型,CME的觸發機制,剪下運動,匯聚運動,背景磁場衰退,磁繩截斷,環向通量增加,磁爆裂,新浮磁流,關聯天象,相關報導,
簡介
第一次探測到日冕物質拋射是R. Tousey (1973)在1971年12月14日第七次的太陽軌道觀測（SOS-7），最大的地磁擾動是在1859年第一次被理察·克里斯托弗·卡靈頓觀察到的耀斑，據推測是源於有記錄以來的一次日冕物質拋射引起的。那次耀斑所引發的磁暴被倫敦西郊國立植物園的地磁強度儀觀測和記錄。
日冕物質拋射
日冕物質拋射當拋射物抵達地球時被稱為行星際日冕物質拋射，這可能會擾亂地球磁層，壓縮向日面和使背日面延伸成尾狀。當在背日面的磁層重連結時，它創造出數兆瓦特能量，從地球後方傾入上層大氣。此過程造成特彆強的極光（常出現在北極的稱北極光，在南極則稱南極光）。日冕物質拋射事件伴隨著耀斑，會破壞無線電的傳輸，造成能量耗損（斷電），並對人造衛星和電力傳輸線造成損害。
CME的質量、速度和加速情況 對CME質量的估計主要是假設CME包括10%氦和90%的完全電離的氫構成。然後通過判斷CME的體積和其中的電子數目來確定CME的質量。或者通過CME中熱等離子的輻射性質，通過不同波段的觀測特徵來確定CME的質量。這兩種方法得到的結果基本相同。但白光觀測對應較高的區域，而射電和X射線等波段的觀測對應較低的區域。Gopalswamy和Kundu首次用射電方法測定了1986年2月16日的CME的電子密度。值得指出的是這兩種方法都需要利用視寬度的大小，但對於特別重要的暈狀CME來說，視寬度的測定並非很容易的事。從而給出的暈狀CME的質量估計會有較大誤差。實際上，根據St.Cyr 等人的判據，只有視寬度超過5度的日冕運動結構才被當作CME。
由觀測直接測量得到的CME的速度都是在天空背景上的投影速度。進而需要一定的假設才能求出他們的真實速度。並且，即使要測定CME的初始階段的速度也是不容易的。因為日冕儀的擋片遮住了日面附近區域。如果依靠EUV、射電等波段的觀測，又需要同時具有多個波段的資料才能追蹤某個CME的運動軌跡，但這種情況是很少的。因此實際上常採用某些位置的量，來進行內插和外推，來求得整個階段的量。顯然，這會帶來較大的誤差。事實上，在太陽附近的CME運動狀況，有加速也有減速或恆速。
暈狀CME的速度測定結果反常的大。Michanek等人得到的1996-2000年72的暈狀CME的平均速度為1080km/s，比通常的CME高出1倍。這可能是由於低速的暈狀CME未被觀測到。研究還表明，快的CME在日地空間的運動過程中將減速而慢的CME在日地空間中將加速。一般認為這是由太陽風對CME的影響造成的。
CME的多波段觀測結果不同衛星上的X射線觀測都表明，在一些CME（特別是暈狀CME）早期，在日面上可觀測到軟X射線亮度變暗的區域（dimming）。這經常出現在耀斑位置或者暗條爆發的位置附近。最顯著的X射線特徵即S形結構(sigmoid)，而這種結構以後還將演化為尖角形拱狀結構（arcade-cusp）。 理論上，由於輻射致冷的時標大於X射線暗化事件的時標，所以這種暗化現象應該與磁力線打開時物質拋射相關。這也提供了X射線變暗的範圍和程度來估算CME的總質量。這種S結構也同時在H-alpha的觀測中得到。 在EUV波段（極紫外），也有相應的暗區出現。並且最近的研究還發現CME和EUV波段觀測到的一種波動現象（稱為EIT波）有很好的相關性，幾乎為一一對應。關於這種波動現象，下面還將繼續討論。
日冕物質拋射的伴生波動 日冕物質拋射將大量電漿拋向日地空間，由於物質的缺乏而在太陽日冕中造成暗區(dimming)。在這種大規模的擾動作用下，日冕甚至太陽的更多層面都會產生擾動。這些擾動主要以波或類似現象為載體在太陽上傳輸質量和能量。在觀測上，我們可以通過這些現象來判斷CME的一些性質。這些現象在新聞媒體上也被稱為“太陽海嘯”等。這種說法不一定準確，但在某種程度上確實有和海嘯類似的現象。
能量
日冕物質拋射（CME）是太陽系內規模最大，程度最劇烈的能量釋放過程。一次爆發可釋放多達10^32 爾格的能量和10^16 克的太陽電漿到行星際空間，並且伴隨10keV-1GeV 的高能粒子流。CME爆發時，拋出大量的電漿和以及固結其中的磁場結構（磁通量）。而大量物質和巨大能量將在太陽大氣以及行星際空間產生激波，引發近地空間的地磁暴、電離層暴和極光等。
習慣上，人們通常把太陽現象分為寧靜太陽現象和活動太陽現象。而活動太陽現象中的爆發現象主要就是包括太陽耀斑、爆發日珥和日冕物質拋射（CME），其中又以日冕物質拋射最為劇烈。這些爆發現象的主要特徵就是在極短時間內（幾十分鐘）釋放出極大的能量。
由於太陽離地球很近，因此這些能量的釋放就可能對地球產生嚴重的影響。已知的包括，對空間探測和宇航的影響，對衛星運行和通訊的影響，對依賴電離層的地基通訊的影響，以及電網和電力設施，甚至輸油管道的影響。它的影響可以說覆蓋了地球上人們生活中的各個層面。
物理特性
典型的日冕物質拋射結構可以分成三部分，包含一個低電子密度洞、嵌入在洞內高密度的核（主體，在日冕儀的影像中呈現明亮的區域）、和一個明亮的前沿。其結構明顯，但是許多的日冕物質拋射都欠缺其中一項元素，或甚至三項都沒有。
大多數的日冕物質拋射都來自活動區（黑子群與經常伴隨的耀斑）。這些區域的磁場線是封閉的，磁場的力量大到足以抑制等離子活動；日冕物質拋射必需打開這些磁場線──至少也要局部的──才能逃逸至
日冕物質拋射的速度範圍從20公里秒至2,700公里秒，平均速度是489公里秒（依據SOHO的LASCO在1996年至2003年測量）。以日冕儀的影像為基礎的平均質量為1.6×1015克。由於日冕儀的影像的測量本質是二維空間，因此這只是質量下限。拋射的頻率與太陽周期有關：從太陽極小期的隔天一次到太陽極大期的每天5至6次。這些數值也是下限，因為在太陽背向地球那一側的日冕物質拋射是不可能被日冕儀探測到的。
日冕物質拋射的運動學顯示，日冕物質拋射在開始前期加速度的特徵是緩慢的上升運動，隨後的期間以很快的加速度脫離太陽，直到達到接近恆定的速度。有些像“氣球”（通常是速度最慢的）的日冕物質拋射缺乏這三個階段的演變，反而是在飛行的過程中緩慢和持續的加速。相同的是，日冕物質拋射都有明確的定義的加速階段，但通常都欠缺前加速度階段（或許未被觀測到）。
2010年8月1日&nbsp
2010年8月1日&nbsp觀測研究
日冕物質拋射的主要觀測
CME觀測小結CME形態
CME具有不同的形態，如環狀、泡狀、暈狀等。其中暈狀CME(Halo-CME)一般認為是向地球方向運行CME，因此具有更為重要的地位。但由於投影效應等影響，對它的研究還十分模糊。環狀CME前鋒為明亮的環，隨著時間的推移，環徑向外擴張，結構的腿部沒有或者只有少量側向擴展；泡狀CME，其亮區為一個實體，有光滑的邊界，像一個充實的氣泡，結構徑向向外擴張；束流狀CME像一束向外噴發的射流。
射電觀測中的所謂射電II型爆發，如圖3.1.4所示，一般認為和CME有很強的相關性。射電II型爆發一般認為是CME運動期間產生的激波對電子進行加速，然後這些電子引起波前附近電漿振盪產生的朗繆爾波。其特徵即同時觀測到基頻和倍頻。但其實射電II型暴是和激波相聯繫的。所以有的研究者認為這是和耀斑爆發時的爆震波相聯繫，而不是CME運動時的激波。或者認為這激波雖然由CME產生，但具體位置還有不同。
理論模型
人們對日冕物質拋射的理論主要基於磁流體力學（MHD）。在建立模型的過程中，一個很自然的考慮，就是磁力線受擾動而打開，露出原本被束縛的物質，進而產生CME。但實際觀測中，CME本身包含大量的磁通量，而“依次打開的磁力線”這種物理圖像，不可能把大量磁通量完整的包含在CME中。並且，精確的數學研究表明，在理想磁流體模型中，Aly-Sturrock佯謬是最基本的限制。
Aly和Sturrock指出，對於具有相同邊界條件的無力場而言，完全開放場（即一段連線邊界，一段延伸至無窮遠）儲存的能量最多。 這個佯謬（定理）限制了我們對CME的建模。根據解決（避開）這個佯謬的方式，Forbes[109]將CME模型分為4類，即：
○1爆發發生在無力場中，其中氣體壓力和重力在能量貯存和爆發觸發中起重要作用；
○2爆發發生在無力場中，但爆發過程為理想MHD過程；
○3爆發過程為非理想MHD過程，使用，比如磁重聯，作為爆發的觸發機制；
○4為混合模型，即爆發由理想MHD過程產生，但隨後由非理想MHD過程（比如磁重聯）使爆發進行下去。
非無力場模型
在這類模型中，重力和電漿壓力被作為繞開Aly-Sturrock佯謬的途徑。即如果無力場被剛性導體牆束縛在一個固定體積的空間內，並受到剛性牆的擠壓，它的能量可以無限增加。Low和Smith及Low認為，電漿的重量可以像重物置於彈簧頂上一樣，使磁場（彈簧）可以貯存多於開放場的能量。Forbes曾估算過，重力將使磁能增加10%。
理想MHD模型
這類模型建立在理想MHD的基礎上，在磁位形的演化過程中，沒有耗散發生，磁重聯被禁止。因此，這類模型收到Aly-Sturrock佯謬的嚴格制約。但也有辦法避開，即假定爆發時只有部分閉合場打開。但仍不清楚是否只需要藉助理想MHD平衡的喪失，就能從閉合場到達部分開放場。
理想-非理想混合模型
這類模型，使用MHD過程來理解模型中的無耗散過程，如電流片的形成和發展；再用非理想MHD過程來理解耗散過程，如磁重聯。這類模型大致有剪下磁拱模型（sheared arcade）、爆破模型（break-out）和磁通量繩災變模型（catastrophe）。
磁通量繩災變模型
磁通量繩災變模型的基本磁場結構是一個包含有載流磁通量繩或管的無力場。它包含有不與邊界相聯的磁力線。這一模型的基本物理思想最初由Van Tend和Kuperus 提出：日珥或暗條用一根無限細的載流導線描述，當作用在載流暗條的磁壓力和磁張力相互平衡時，暗條便處於平衡狀態；其中，磁壓力由處於暗條和光球表面之間的那些磁力線產生，而磁張力則由繞過暗條上部的那些磁力線提供。一般情況下，這種平衡是穩定平衡。但當暗條中的電流增加時，暗條的平衡位置也逐步升高，直到電流超過閾值，平衡變為不穩定平衡。最後系統失去平衡而將暗條迅速拋出。這一模型描述了爆發產生時，相關磁結構如何從慢時標進入快時標的演化過程的主要特徵，即災變。（catastrophe）
CME理論模型
CME理論模型經過許多人的努力，這一模型最終演化到現在：Van Tend 和Kuperus最初的無限細的載流導線被具有有限截面半徑的載流磁通量繩代替，而原先作為系統演化起因的日珥內變化的電流也由變化的光球背景磁場來代替。
但由於數學上的困難，這一模型始終局限於理想MHD過程。2000年，林雋等人，使用Forbes和Priest的磁位形，解析的得出了CME的演化過程。如果是純理想MHD過程，磁繩將在一個較高的位置獲得平衡而不能逃逸出去；但如果附加即使很小的磁重聯率也可以使CME爆發出去。計算表明，演化過程由磁重聯率M決定，其合理範圍是(0,1)。在更加接近實際的大氣中，當 M>0.013時，磁通量繩逃逸即可發展為CME；當M>0.034時，磁通量繩的逃逸不必經過減速過程。
CME的觸發機制
剪下運動
很多觀測表明在CME爆發前源區出現很強的磁剪下，Mikic等數值模擬發現經過足夠強的剪下，閉合的磁拱能夠逐漸逼近開場，而電阻的引入則導致其爆發。電阻率的變化可能由兩個過程引起：當電流片長度超過其寬度的2 π倍時，撕裂模不穩定性將發生，從而形成一些局部強電流區。當局部區域的電流密度超過某個閾值時，由於微觀不穩定性(雙流不穩定性)，將產生很大的反常電阻，從而最終觸發快速磁重聯。該模型缺點是為達到臨界狀態所需的剪下遠遠超過觀測上的值。有人發現和初始磁剪下方向相反的足點剪下運動也能觸發CME。
匯聚運動
VanBallegooijen等提出磁拱的匯聚運動能夠導致暗條的形成，也能導致暗條的爆發。需指出的是正負極性磁單元表現的匯聚可能源於雙極磁場的擴散，並在磁中性線處對消。張軍等研究著名的2000年7月14日“巴士底”事件中發現，在CME開始前，名沒有明顯的磁流浮現，但暗條附屬檔案多處發生磁對消，且暗條中的初始擾動和Hα 初始增亮也都發生磁對消。Forbes等解析解表明當跨域磁繩的磁環足點經歷匯聚運動時，磁繩系統的演化會出現災變現象。
背景磁場衰退
在太陽大氣中磁繩的平衡源於向上的磁壓力梯度與背景磁場施加給磁繩的向下的磁張力之間的平衡。若背景磁場減弱，則可預料磁繩必將獲得一個向上的洛倫茲力。Isenburg等通過解析解闡明磁繩系統中背景磁場的衰退也能導致磁繩系統以災變的形式失去平衡。
磁繩截斷
在研究1973.7.29暗條爆發時，Moore等發現
A 爆發前色球和暗條的磁感線在磁中性線附近具有很強的剪下。
B 暗條爆發和雙帶耀斑的起始之前出現前兆，即磁中性線附近小的Hα增亮和沿磁中性線方向的物質運動，而在光球層並沒有出現新浮磁流。
C 耀斑環的初始位置遠小於暗條的高度。
D Hα前兆增亮和耀斑帶的初始增亮均發生在磁剪下最強處附近
根據以上觀測特徵提出磁繩截斷觸發模型，即暗條爆發之前，除了支撐暗條物質的磁凹陷部分之外，暗條附近系連在光球層的彌合磁感線可認為是無力場結構，及向下的磁張力與向上的磁壓力平衡。隨著磁中性線附近磁剪下的增強，圖中磁感線A的負極根部與原本相隔很遠的磁感線B的正極根部考的很近，當場向電流達到某個閾值而觸發反常電阻式，兩根不磁感線發生磁重聯。
環向通量增加
Chen等研究了連獄光球層的磁繩對環向通量增加的回響。發現若環向通量緩慢增加，磁繩便緩慢上升，若環向通量迅速注入，磁繩則迅速擴張爆發而產生快速CME。
吳式燦等採用二維磁流體數值模擬研究了磁繩浮現於盔狀冕流底部時系統的演化發現，當磁泡的半徑大於或等於0.25R⊙時，由於壓力增大，磁泡上面的閉合磁場不再能維持磁泡的平衡，而造成整個系統向外運動而成為CME。還指出，低密度的暗腔磁繩結構具有較小的質量和較強的磁場，受到的重力較小而磁浮力卻較大，因而更易偏離平衡狀態而爆發形成CME。
胡友秋等利用2.5維理想磁流體力學數值模擬研究了磁繩參數對其平衡的影響發現，若背景磁場為部分開場，當磁繩的環向磁通量等參數超過某閾值時，任何微小的繼續增大回事磁繩的平衡高度災變性的上升，並在磁繩下方拉出電流片。
磁爆裂
此種模型實際上是剪下磁拱模型的變種，但這裡強調了四極磁位形的重要性。當跨越磁中性線的磁拱發生剪下時，磁拱將上升並擠壓其上面的X型中性線，在磁拱頂部形成一個玩卻的電流層。當忽略氣體壓力或電阻時，電流層成為無線薄的電流片，它限制了中心磁拱的持續上升；但若考慮氣壓和電阻時，只要剪下繼續存在，電流片就將繼續演變，最後由撕裂模不穩定性導致快速磁重聯而引起爆發。
磁爆裂模型的實質是強剪下磁拱頂部的磁重聯消除了背景磁場對磁拱的約束，使磁拱的爆發成為可能。
新浮磁流
參見陳鵬飛教授論文。
關聯天象
日冕物質拋射經常與其他的太陽活動現象聯繫在一起，值得注意的有：
耀斑
日珥爆發和X射線纏繞（sigmoid）
日冕昏暗（在太陽表面長時期的亮度衰減）
極紫外影像望遠鏡（EIT）和莫爾頓波
日冕波動（來自噴發地點的明亮擴散前緣）
駐地噴發拱（post-eruptive arcades）
日冕物質拋射與這些現象的聯繫是很普通的，但是還沒有被充分的了解。例如，日冕物質拋射和耀斑最初被認為是直接相關聯的，耀斑驅動著日冕物質拋射，但是只有60%的耀斑（M極和更強的）才和日冕物質拋射有關聯[2] ；相似的，許多日冕物質拋射與耀斑無關。日冕物質拋射和耀斑是由共同的原成因造成的（日冕物質拋射加速度的峰值與耀斑輻射的峰值經常是一致的）。一般而言這些現象（包括日冕物質拋射）都被認為是磁場結構大規模變動的結果。
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2013年日冕物質拋射發生不可思議碰撞 持續16小時
據國外媒體報導，來自美國海軍研究實驗室和中科大的 研究人員捕捉到日光層發生的 兩個日冕物質拋射碰撞現象，相關記錄設備收集到了類似的 太陽事件，在此之前美國宇航局的 日地關係 天文台完成了對太陽日冕物質拋射的 觀測任務。參與本項研究的 科學家為海軍研究實驗室的 安耶洛斯博士等，研究人員認為對太陽日冕物質拋射的 觀測有助於理解和預測地球、太陽系 統空間天氣情況，降低空間通訊等設施受到太陽風暴的 干擾。
根據經典物理理論，固體物質之間發生碰撞可導致系 統的 動能增加，而科學家在太陽表面觀測到的 日冕物質拋射碰撞被認為是彈性碰撞，當發生日冕物質拋射時，日地關係 觀測台就對該事件進行了跟蹤，兩顆探測器A星 和B星 被部署在太陽的 兩側，可對太陽表面發生的 事件進行立體觀測，根據研究人員統計，發生碰撞的 日冕物質拋射持續時間達到了16個小時。在這段時間內，科學家們觀察到了弧結構發生了變形、壓縮，呈現出類似硬物撞擊的 結果，但是第一次發生的 日冕物質拋射並不能只用太陽風加速機制進行解釋，研究小組對兩次日冕物質拋射分析結果顯示，有73%的 可能性為彈性碰撞。
2016年日冕物質拋射
又一次日冕物質拋射（CME）！繞太陽轉的SOHO飛船拍攝到爆發性纖維正從太陽的表面升起，並爆發出巨量的磁等離子泡泡進入太空。此圖攝於2002年，圖的內部，直接來自太陽的光被遮擋，並被同時在紫外光波段拍攝的太陽影像所替代。視場從太陽表面向外延伸超過200萬公里。這些被稱為日冕物質拋射（CMEs）的爆發性事件是上世紀70年代初發現的，這幅壯觀的影像則是SOHO太空飛船拍攝的CME詳細記錄的一部分。強烈的CMEs會強烈地影響空間氣候，正好衝著地球而來的噴發則可能造成嚴重的效應。
