标题：日冕物质抛射
简介
日冕物质抛射（CME）是从太阳的日冕层抛射出来的物质，通常可以使用日冕仪在白光下观察到。抛射出来的物质主要是电子和质子组成的等离子（此外还有少量的重元素，例如氦、氧和铁），加上伴随着的日冕磁场。[1]
  日冕物质抛射第一次探测到日冕物质抛射是R. Tousey (1973)在1971年12月14日第七次的太阳轨道观测（SOS-7），最大的地磁扰动是在1859年第一次被理查德·克里斯托弗·卡灵顿观察到的耀斑，据推测是源于有记录以来的一次日冕物质抛射引起的。那次耀斑所引发的磁暴被伦敦西郊国立植物园的地磁强度仪观测和记录。
当抛射物抵达地球时被称为行星际日冕物质抛射，这可能会扰乱地球磁层，压缩向日面和使背日面延伸成尾状。当在背日面的磁层重连结时，它创造出数兆瓦特能量，从地球后方倾入上层大气。此过程造成特别强的极光（常出现在北极的称北极光，在南极则称南极光）。日冕物质抛射事件伴随着耀斑，会破坏无线电的传输，造成能量耗损（断电），并对人造卫星和电力传输线造成损害。
CME的质量、速度和加速情况　对CME质量的估计主要是假设CME包括10%氦和90%的完全电离的氢构成。然后通过判断CME的体积和其中的电子数目来确定CME的质量。或者通过CME中热等离子的辐射性质，通过不同波段的观测特征来确定CME的质量。这两种方法得到的结果基本相同。但白光观测对应较高的区域，而射电和X射线等波段的观测对应较低的区域。Gopalswamy和Kundu首次用射电方法测定了1986年2月16日的CME的电子密度。值得指出的是这两种方法都需要利用视宽度的大小，但对于特别重要的晕状CME来说，视宽度的测定并非很容易的事。从而给出的晕状CME的质量估计会有较大误差。实际上，根据St.Cyr 等人的判据，只有视宽度超过5度的日冕运动结构才被当作CME。
由观测直接测量得到的CME的速度都是在天空背景上的投影速度。进而需要一定的假设才能求出他们的真实速度。并且，即使要测定CME的初始阶段的速度也是不容易的。因为日冕仪的挡片遮住了日面附近区域。如果依靠EUV、射电等波段的观测，又需要同时具有多个波段的资料才能追踪某个CME的运动轨迹，但这种情况是很少的。因此实际上常采用某些位置的量，来进行内插和外推，来求得整个阶段的量。显然，这会带来较大的误差。事实上，在太阳附近的CME运动状况，有加速也有减速或恒速。
晕状CME的速度测定结果反常的大。Michanek等人得到的1996-2000年72的晕状CME的平均速度为1080km/s，比通常的CME高出1倍。这可能是由于低速的晕状CME未被观测到。研究还表明，快的CME在日地空间的运动过程中将减速而慢的CME在日地空间中将加速。一般认为这是由太阳风对CME的影响造成的。
CME的多波段观测结果不同卫星上的X射线观测都表明，在一些CME（特别是晕状CME）早期，在日面上可观测到软X射线亮度变暗的区域（dimming）。这经常出现在耀斑位置或者暗条爆发的位置附近。最显著的X射线特征即S形结构(sigmoid)，而这种结构以后还将演化为尖角形拱状结构（arcade-cusp）。 理论上，由于辐射致冷的时标大于X射线暗化事件的时标，所以这种暗化现象应该与磁力线打开时物质抛射相关。这也提供了X射线变暗的范围和程度来估算CME的总质量。这种S结构也同时在H-alpha的观测中得到。 在EUV波段（极紫外），也有相应的暗区出现。并且最近的研究还发现CME和EUV波段观测到的一种波动现象（称为EIT波）有很好的相关性，几乎为一一对应。关于这种波动现象，下面还将继续讨论。
日冕物质抛射的伴生波动　日冕物质抛射将大量等离子体抛向日地空间，由于物质的缺乏而在太阳日冕中造成暗区(dimming)。在这种大规模的扰动作用下，日冕甚至太阳的更多层面都会产生扰动。这些扰动主要以波或类似现象为载体在太阳上传输质量和能量。在观测上，我们可以通过这些现象来判断CME的一些性质。这些现象在新闻媒体上也被称为“太阳海啸”等。这种说法不一定准确，但在某种程度上确实有和海啸类似的现象。
能量
日冕物质抛射（CME）是太阳系内规模最大，程度最剧烈的能量释放过程。一次爆发可释放多达10^32 尔格的能量和10^16 克的太阳等离子体到行星际空间，并且伴随10keV-1GeV 的高能粒子流。CME爆发时，抛出大量的等离子体和以及固结其中的磁场结构（磁通量）。而大量物质和巨大能量将在太阳大气以及行星际空间产生激波，引发近地空间的地磁暴、电离层暴和极光等。
习惯上，人们通常把太阳现象分为宁静太阳现象和活动太阳现象。而活动太阳现象中的爆发现象主要就是包括太阳耀斑、爆发日珥和日冕物质抛射（CME），其中又以日冕物质抛射最为剧烈。这些爆发现象的主要特征就是在极短时间内（几十分钟）释放出极大的能量。
由于太阳离地球很近，因此这些能量的释放就可能对地球产生严重的影响。已知的包括，对空间探测和宇航的影响，对卫星运行和通讯的影响，对依赖电离层的地基通讯的影响，以及电网和电力设施，甚至输油管道的影响。它的影响可以说覆盖了地球上人们生活中的各个层面。
物理特性
典型的日冕物质抛射结构可以分成三部分，包含一个低电子密度洞、嵌入在洞内高密度的核（主体，在日冕仪的影像中呈现明亮的区域）、和一个明亮的前沿。其结构明显，但是许多的日冕物质抛射都欠缺其中一项元素，或甚至三项都没有。
  CME形态大多数的日冕物质抛射都来自活动区（黑子群与经常伴随的耀斑）。这些区域的磁场线是封闭的，磁场的力量大到足以抑制等离子活动；日冕物质抛射必需打开这些磁场线──至少也要局部的──才能逃逸至太空。有时日冕物质抛射也会来自太阳宁静的区域（虽然在许多情况下安静的区域曾活跃过）。在太阳极小期，日冕物质抛射主要出现在太阳磁赤道的日冕环流带中，在太阳极大期时则来自活动区，在纬度的分布上是较均匀。
日冕物质抛射的速度范围从20公里秒至2,700公里秒，平均速度是489公里秒（依据SOHO的LASCO在1996年至2003年测量）。以日冕仪的影像为基础的平均质量为1.6×1015克。由于日冕仪的影像的测量本质是二维空间，因此这只是质量下限。抛射的频率与太阳周期有关：从太阳极小期的隔天一次到太阳极大期的每天5至6次。这些数值也是下限，因为在太阳背向地球那一侧的日冕物质抛射是不可能被日冕仪探测到的。
  2010年8月1日&amp;nbsp日冕物质抛射的运动学显示，日冕物质抛射在开始前期加速度的特征是缓慢的上升运动，随后的期间以很快的加速度脱离太阳，直到达到接近恒定的速度。有些像“气球”（通常是速度最慢的）的日冕物质抛射缺乏这三个阶段的演变，反而是在飞行的过程中缓慢和持续的加速。相同的是，日冕物质抛射都有明确的定义的加速阶段，但通常都欠缺前加速度阶段（或许未被观测到）。
观测研究
日冕物质抛射的主要观测
包括利用各种各  CME观测小结种波段的观测仪器，对日冕物质抛射的各种物理参数进行的研究。主要有形态、质量、能量、速度发生频率和角宽度等：
CME形态
CME具有不同的形态，如环状、泡状、晕状等。其中晕状CME(Halo-CME)一般认为是向地球方向运行CME，因此具有更为重要的地位。但由于投影效应等影响，对它的研究还十分模糊。环状CME前锋为明亮的环，随着时间的推移，环径向外扩张，结构的腿部没有或者只有少量侧向扩展；泡状CME，其亮区为一个实体，有光滑的边界，像一个充实的气泡，结构径向向外扩张；束流状CME像一束向外喷发的射流。
射电观测中的所谓射电II型爆发，如图3.1.4所示，一般认为和CME有很强的相关性。射电II型爆发一般认为是CME运动期间产生的激波对电子进行加速，然后这些电子引起波前附近等离子体振荡产生的朗缪尔波。其特征即同时观测到基频和倍频。但其实射电II型暴是和激波相联系的。所以有的研究者认为这是和耀斑爆发时的爆震波相联系，而不是CME运动时的激波。或者认为这激波虽然由CME产生，但具体位置还有不同。
理论模型
人们对日冕物质抛射的理论主要基于磁流体力学（MHD）。在建立模型的过程中，一个很自然的考虑，就是磁力线受扰动而打开，露出原本被束缚的物质，进而产生CME。但实际观测中，CME本身包含大量的磁通量，而“依次打开的磁力线”这种物理图像，不可能把大量磁通量完整的包含在CME中。并且，精确的数学研究表明，在理想磁流体模型中，Aly-Sturrock佯谬是最基本的限制。
Aly和Sturrock指出，对于具有相同边界条件的无力场而言，完全开放场（即一段连接边界，一段延伸至无穷远）储存的能量最多。 这个佯谬（定理）限制了我们对CME的建模。根据解决（避开）这个佯谬的方式，Forbes[109]将CME模型分为4类，即：
○1爆发发生在无力场中，其中气体压力和重力在能量贮存和爆发触发中起重要作用；
○2爆发发生在无力场中，但爆发过程为理想MHD过程；
○3爆发过程为非理想MHD过程，使用，比如磁重联，作为爆发的触发机制；
○4为混合模型，即爆发由理想MHD过程产生，但随后由非理想MHD过程（比如磁重联）使爆发进行下去。
非无力场模型
在这类模型中，重力和等离子体压力被作为绕开Aly-Sturrock佯谬的途径。即如果无力场被刚性导体墙束缚在一个固定体积的空间内，并受到刚性墙的挤压，它的能量可以无限增加。Low和Smith及Low认为，等离子体的重量可以像重物置于弹簧顶上一样，使磁场（弹簧）可以贮存多于开放场的能量。Forbes曾估算过，重力将使磁能增加10%。
理想MHD模型
这类模型建立在理想MHD的基础上，在磁位形的演化过程中，没有耗散发生，磁重联被禁止。因此，这类模型收到Aly-Sturrock佯谬的严格制约。但也有办法避开，即假定爆发时只有部分闭合场打开。但仍不清楚是否只需要借助理想MHD平衡的丧失，就能从闭合场到达部分开放场。
理想-非理想混合模型
这类模型，使用MHD过程来理解模型中的无耗散过程，如电流片的形成和发展；再用非理想MHD过程来理解耗散过程，如磁重联。这类模型大致有剪切磁拱模型（sheared arcade）、爆破模型（break-out）和磁通量绳灾变模型（catastrophe）。
磁通量绳灾变模型
磁通量绳灾变模型的基本磁场结构是一个包含有载流磁通量绳或管的无力场。它包含有不与边界相联的磁力线。这一模型的基本物理思想最初由Van Tend和Kuperus 提出：日珥或暗条用一根无限细的载流导线描述，当作用在载流暗条的磁压力和磁张力相互平衡时，暗条便处于平衡状态；其中，磁压力由处于暗条和光球表面之间的  CME理论模型那些磁力线产生，而磁张力则由绕过暗条上部的那些磁力线提供。一般情况下，这种平衡是稳定平衡。但当暗条中的电流增加时，暗条的平衡位置也逐步升高，直到电流超过阈值，平衡变为不稳定平衡。最后系统失去平衡而将暗条迅速抛出。这一模型描述了爆发产生时，相关磁结构如何从慢时标进入快时标的演化过程的主要特征，即灾变。（catastrophe）
经过许多人的努力，这一模型最终演化到现在：Van Tend 和Kuperus最初的无限细的载流导线被具有有限截面半径的载流磁通量绳代替，而原先作为系统演化起因的日珥内变化的电流也由变化的光球背景磁场来代替。
但由于数学上的困难，这一模型始终局限于理想MHD过程。2000年，林隽等人，使用Forbes和Priest的磁位形，解析的得出了CME的演化过程。如果是纯理想MHD过程，磁绳将在一个较高的位置获得平衡而不能逃逸出去；但如果附加即使很小的磁重联率也可以使CME爆发出去。计算表明，演化过程由磁重联率M决定，其合理范围是(0,1)。在更加接近实际的大气中，当 M>0.013时，磁通量绳逃逸即可发展为CME；当M>0.034时，磁通量绳的逃逸不必经过减速过程。
CME的触发机制
剪切运动很多观测表明在CME爆发前源区出现很强的磁剪切，Mikic等数值模拟发现经过足够强的剪切，闭合的磁拱能够逐渐逼近开场，而电阻的引入则导致其爆发。电阻率的变化可能由两个过程引起：当电流片长度超过其宽度的2 π倍时，撕裂模不稳定性将发生，从而形成一些局部强电流区。当局部区域的电流密度超过某个阈值时，由于微观不稳定性(双流不稳定性)，将产生很大的反常电阻，从而最终触发快速磁重联。该模型缺点是为达到临界状态所需的剪切远远超过观测上的值。有人发现和初始磁剪切方向相反的足点剪切运动也能触发CME。汇聚运动VanBallegooijen等提出磁拱的汇聚运动能够导致暗条的形成，也能导致暗条的爆发。需指出的是正负极性磁单元表现的汇聚可能源于双极磁场的扩散，并在磁中性线处对消。张军等研究著名的2000年7月14日“巴士底”事件中发现，在CME开始前，名没有明显的磁流浮现，但暗条附件多处发生磁对消，且暗条中的初始扰动和Hα 初始增亮也都发生磁对消。Forbes等解析解表明当跨域磁绳的磁环足点经历汇聚运动时，磁绳系统的演化会出现灾变现象。背景磁场衰退在太阳大气中磁绳的平衡源于向上的磁压力梯度与背景磁场施加给磁绳的向下的磁张力之间的平衡。若背景磁场减弱，则可预料磁绳必将获得一个向上的洛伦兹力。Isenburg等通过解析解阐明磁绳系统中背景磁场的衰退也能导致磁绳系统以灾变的形式失去平衡。磁绳截断在研究1973.7.29暗条爆发时，Moore等发现
A 爆发前色球和暗条的磁感线在磁中性线附近具有很强的剪切。
B 暗条爆发和双带耀斑的起始之前出现前兆，即磁中性线附近小的Hα增亮和沿磁中性线方向的物质运动，而在光球层并没有出现新浮磁流。
C 耀斑环的初始位置远小于暗条的高度。
D Hα前兆增亮和耀斑带的初始增亮均发生在磁剪切最强处附近
根据以上观测特征提出磁绳截断触发模型，即暗条爆发之前，除了支撑暗条物质的磁凹陷部分之外，暗条附近系连在光球层的弥合磁感线可认为是无力场结构，及向下的磁张力与向上的磁压力平衡。随着磁中性线附近磁剪切的增强，图中磁感线A的负极根部与原本相隔很远的磁感线B的正极根部考的很近，当场向电流达到某个阈值而触发反常电阻式，两根不磁感线发生磁重联。环向通量增加Chen等研究了连狱光球层的磁绳对环向通量增加的响应。发现若环向通量缓慢增加，磁绳便缓慢上升，若环向通量迅速注入，磁绳则迅速扩张爆发而产生快速CME。
吴式灿等采用二维磁流体数值模拟研究了磁绳浮现于盔状冕流底部时系统的演化发现，当磁泡的半径大于或等于0.25R⊙时，由于压力增大，磁泡上面的闭合磁场不再能维持磁泡的平衡，而造成整个系统向外运动而成为CME。还指出，低密度的暗腔磁绳结构具有较小的质量和较强的磁场，受到的重力较小而磁浮力却较大，因而更易偏离平衡状态而爆发形成CME。
胡友秋等利用2.5维理想磁流体力学数值模拟研究了磁绳参数对其平衡的影响发现，若背景磁场为部分开场，当磁绳的环向磁通量等参数超过某阈值时，任何微小的继续增大回事磁绳的平衡高度灾变性的上升，并在磁绳下方拉出电流片。磁爆裂此种模型实际上是剪切磁拱模型的变种，但这里强调了四极磁位形的重要性。当跨越磁中性线的磁拱发生剪切时，磁拱将上升并挤压其上面的X型中性线，在磁拱顶部形成一个玩却的电流层。当忽略气体压力或电阻时，电流层成为无线薄的电流片，它限制了中心磁拱的持续上升；但若考虑气压和电阻时，只要剪切继续存在，电流片就将继续演变，最后由撕裂模不稳定性导致快速磁重联而引起爆发。
磁爆裂模型的实质是强剪切磁拱顶部的磁重联消除了背景磁场对磁拱的约束，使磁拱的爆发成为可能。新浮磁流参见陈鹏飞教授论文。
关联天象
日冕物质抛射经常与其他的太阳活动现象联系在一起，值得注意的有：
耀斑
日珥爆发和X射线缠绕（sigmoid）
日冕昏暗（在太阳表面长时期的亮度衰减）
极紫外影像望远镜（EIT）和莫尔顿波
日冕波动（来自喷发地点的明亮扩散前缘）
驻地喷发拱（post-eruptive arcades）
日冕物质抛射与这些现象的联系是很普通的，但是还没有被充分的了解。例如，日冕物质抛射和耀斑最初被认为是直接相关联的，耀斑驱动着日冕物质抛射，但是只有60%的耀斑（M极和更强的）才和日冕物质抛射有关联[2] ；相似的，许多日冕物质抛射与耀斑无关。日冕物质抛射和耀斑是由共同的原成因造成的（日冕物质抛射加速度的峰值与耀斑辐射的峰值经常是一致的）。一般而言这些现象（包括日冕物质抛射）都被认为是磁场结构大规模变动的结果。