日冕物質抛射
日冕質量拋射（coronal mass ejections，CME）是伴隨著日冕從太陽釋放物質的明顯事件。它們通常出現在日珥的噴發期間，並經常伴隨著太陽的閃焰出現。被釋放至太陽風中的電漿可以在日冕的影像中觀察到。
日冕物質拋射通常與其他形式的太陽活動有關，對這些關係的理論已被廣泛接受。日冕物質拋射通常來自太陽的活躍區域，例如與閃焰關係頻繁的太陽黑子群。在極大期，太陽每天大約發生三次日冕物質拋射，而在極小期，大約每五天產生一次日冕物質拋射。
日冕物質拋射從太陽表面的區域釋放出大量的物質與電磁輻射進入太空，包括鄰近日冕的稱為日珥的區域，或是進入更遙遠的行星際空間（行星際日冕物質拋射）。拋射出的物質是磁化電漿，其主要成分是電子和質子。相較之下，閃焰的速度極快（是電磁輻射），而日冕物質拋射的速度相對較慢
日冕物質拋射與日冕磁場的巨大變化和干擾有關，通常用白光日冕儀來觀察它們。
科學的研究已經表明磁重聯的現象與日冕物質拋射和閃焰密切相關。在磁流體動力學的理論中，當兩個相反的磁場聚集在一起時，磁力線突然的重新排列稱為"磁重聯"。重聯釋放出原本儲存在磁場張力中的能量。這些磁力線在螺旋結構中被扭曲，有"左旋扭曲"也有"右旋扭曲"。隨著太陽磁場的磁力線越來越扭曲，日冕物質拋射似乎是釋放正在累積中磁能的"閥門"，日冕物質拋射的螺旋結構就證明了這一點。如果不是每個太陽週期都不斷的自我更新，否則，最終將會撕裂太陽自身。
在太陽上，磁重聯可能發生在太陽的拱圈上（拱圈是一系列緊密依存的磁力線環圈）。這些磁力線迅速的重新連結形成一個較低的環狀新拱圈，沒有連接到拱圈，還留存在日冕中的部份形成螺旋狀的磁場。在這個過程中突然被釋放的能量會產生閃焰並釋放日冕物質拋射：螺旋磁場及其包含的物質猛烈地向外膨脹，稱為日冕物質拋射。這也解釋了為什麼日冕物質拋射和閃焰通常會從太陽上，磁場比平均要強的多被稱為活躍區的活動區域爆發。
當拋射的方向是直接朝向地球並到達時，就成為行星際日冕物質拋射（ICME）。伴隨著物質旅行的激波會引發地磁風暴，並可能進而破壞地球的磁層，在白天側的被壓縮，夜晚側則拖出長長的磁尾。當在夜晚側的磁層磁重聯時，會釋放出功率達到兆瓦級規模的能量，並且直接回流至地球的高層大氣層。
太陽高能粒子可以地球磁極周圍廣大的區域引起特別強烈的極光。在北半球的極光被稱為北極光，在南半球的極光稱為南極光。日冕物質拋射與來自其它來源的閃焰，可能會干擾無線電傳輸，並對人造衛星和電力系統等設施造成損害，其結果可能會造成持久和大範圍的停電 。
釋放的高能質子會導致電離層中的自由電子數量增加，特別是高緯度的極區。自由電子的增加，特別是在電離層的D層，會增強對無線電波的吸收，引發極帽吸收（Polar Cap Absorption，PCA）事件。
在高緯度以及飛機和太空站的人類，有可能暴露在相對更強烈的太陽質子事件。太空人吸收的能量不會因為太空船設計的傳統遮罩而減少，如果提供了任何的保護，有可能導致能量吸收微量不均勻事件的變化。
典型的日冕物質拋射可能有三種顯著特徵中的一種或三種全都具備：低電子密度的空腔、緻密的核心（日珥，它出現在日冕儀的影像中，像是崁入在這個空腔中的明亮區域），以及一個明亮的前緣。
大多數的拋射發生在太陽表面的活躍區域，像是與頻繁的閃焰相關的太陽黑子群。這些區域有封閉的磁力線，其中的磁場強度足夠大，可以容納電漿。這些磁力線必須被打斷或削弱，拋出物能從太陽逃逸。然而，日冕物質拋射也可能發生在表面寧靜的區域，不過許多這些看似寧靜的表面區域在近期內都曾經很活躍。在太陽極小期的期間，日冕物質拋射主要形成於太陽磁赤道的日冕流帶；在太陽極大期，日冕物質拋射的來源是在緯度上分布較為平均的活躍區域。
以SOHO衛星的在1996年至2003年間的測量為基礎，日冕物質拋射的速度從，平均速度是 。這些速度對應於從太陽到地球的平均軌道半徑，約13小時至86天（極端值）就會抵達地球，平均是3.5天；拋出的質量平均為。但是因為日冕儀的測量只能提供二維的資料，因此對日冕物質拋射的質量估計值只是最低的極限。拋射的頻率取決於太陽週期的階段：從接近太陽極小期的大約每五天1次，到太陽極大期附近的每天3.5次。 因為日冕儀通常觀測不到來自太陽背面的日冕物質噴發，這個值也是最低的極限。
以目前對日冕物質拋射運動學的了解，顯示拋射從初始前加速開始，其特點是緩慢的上升運動，然後是遠離太陽的快速加速期，直到達到恆定的速度。有些氣泡狀的日冕物質拋射通常是速度最慢的，也缺少這種三階段的速度變化，而是在整個飛行過程中緩慢而持續的加速。即使有著明確加速階段的一些日冕物質拋射，前加速階段也常常不存在，但也可能是未能觀測到。
日冕物質拋射經常與其他的太陽活動現象聯繫在一起，最顯著的是： 日冕物質拋射與這些現象的聯繫很常見，但是還沒有充分了解。例如，日冕物質拋射和閃焰經常是密切相關的，但令人困惑的是，發生在邊緣上面的這些事件，經常未能檢測到閃焰。大多數微弱的閃焰和日冕物質拋射無關，只有強大的閃焰（M級和更強的）才和日冕物質拋射相關聯。有些較弱和較慢的日冕物質拋射發生時，沒有任何類似閃焰的現象；現在認為日冕物質拋射和閃焰是由共同的原成因造成的（日冕物質拋射事件加速度的峰值與閃焰輻射之峰值經常是一致的）。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所衍生的結果；是否造成日冕物質拋射，反映出這個過程的日冕環境（即噴發可以被磁場結構所限制，或者它可以突破而成為太陽風）。
起初，假設日冕物質拋射可能是由耀斑爆炸的熱量驅動。然而，很快就看出許多日冕物質拋射與閃焰無關，特別是那些在閃焰之前就發生的日冕物質拋射。由於日冕物質拋射在發生在太陽的日冕（以磁能為主），因次它們的能量來源必須是來自磁能。
由於日冕物質拋射的能量非常巨大，它們不太可能由光球中新出現的磁場驅動（然而不能完全排除可能性）。因此，大多數的日冕拋射模型都假設能量已經在日冕的磁場中儲存很長的一段時間，然後由於磁場中某種的不穩定或平衡的喪失而突然釋放。這些釋放的機制是哪一種，目前的觀測無法很好的制約這些模式，因而迄今仍然未能達成共識。同樣的考量也適用在耀斑，但這種現象可以觀察到的特徵不同。
日冕物質拋射通常在1至5天內就會從太陽抵達地球。在傳播過程中，日冕物質拋射會與太陽風和行星際磁場（IMF），產生交互作用。其結果是，慢速的日冕物質拋射會被太陽風加速至接近太陽風的速度，而高速的日冕物質拋射也會減速至接近太陽風的速度。最主要的減速與加速發生在靠近太陽的地方，但是即使在地球軌道之外（超過1天文單位），甚至在火星也可以測量到仍在持續進行；並且，經由尤利西斯號太空船的觀測，日冕物質拋射的速度大約超過，最終就會驅動震波。當日冕物質拋射的速度在與太陽風移動的參考系中的速度超過當地的快速磁聲波時，就會發生這種狀況。使用日冕儀可以直接觀察到這種震波。在日冕，還會釋出第二型的無線電爆發，它們被認為發生在2（太陽半徑）以內，也與太陽高能粒子的加速密切相關。
1994年11月1日，NASA發射了太空船風，放置在地球軌道的 拉格朗日點，做為監測太陽風的儀器；這是全球地球空間科學計劃有關行星際的部分。這艘太空船藉由自轉來得到穩定，搭載了8台儀器，測量熱至百萬電子伏特（Mev）能量的太陽風粒子，從直流到13MHz的無線電波輻射以及伽瑪射線。儘管"風"這艘太空船的歷史已經超過20年，但它仍然提供有關太陽風最強的時間、角度和能量的解析。僅至2008年以來，就為150多份的出版物做出了貢獻。
在2006年10月25日，NASA發射了日地關係天文台（Solar Terrestrial Relations Observatory，縮寫為STEREO）。這是兩艘幾乎一模一樣的太空船，相隔足夠遠的距離，因此首度能夠在軌道上觀測到日冕物質拋射的立體影像，和進行其它太陽活動現像的測量。這兩艘太空船分別在地球軌道的前方與後方，與太陽的距離和地球相似。它們之間的距離將會逐漸增加，大約在2010年之後會在軌道上相對的位置上（相距180度）
派克太陽探測器 （Parker Solar Probe）於2018年8月12日發射，用以測量加速和傳輸高能粒子的機制，也就是太陽風的起源。
推測是有紀錄以來最大的地磁擾動，與1959年9月1日第一次觀測到的太陽閃焰吻合；由次產生的1859年太陽風暴現在被稱為卡靈頓事件。肉眼就可以看見這次的閃焰和相關聯的太陽黑子（閃焰本身和在太陽面上的投影結合成太陽盤面上明亮的斑點），並且閃焰被英國天文學家理查·卡靈頓和R. Hodgson分別獨立觀測到。地磁風暴是在邱園從磁像儀的記錄觀測到。同一個儀器記錄到一個"鉤針"，這是軟X射線通過地球電離層時造成的暫態擾動。因為這發生在威廉·倫琴發現X射線和奧利弗·黑維塞與辨識出電離層之前，因此在當時對此現象難以理解。這次的風暴摧毀了一部分新近創建的美國電報網路，並引發火災，因而震驚了一些電報營運商。
1953至1960年間，太平洋天文協會收集了新的觀測和歷史記錄，並收錄在年度摘要中。
在1971年12月14日，的圖西（R. Tousey，1973年） 在 首次檢測到日冕物質拋射（CME）。發現的影像（256 X 256圖元）是先在次級電子傳導（SEC）攝像管上成像，經過數位化成7位元後，轉移到電腦儀器上。然後，使用簡單的運行長度編碼方案對其進行壓縮，並以每秒200比特的速度將其發送到地面。在那個年代，一幅完整、未壓縮的圖象需要44分鐘才能傳送到地面。這個遙測裝置被送到地面的支援設備（GSE），將影像建立在寶麗來印刷成像。大衛·羅伯茨是在NRL工作的電子技術員，負責測試SEC攝像管相機，並負責日常的操作。因為影像的某些部份比正常情況亮得多，他認為是他的相機壞了。但在下一張影像中，明亮的區域已經遠離了太陽，他立刻意識到這很不尋常，並將這些影像帶給他的主管，博士，然後給太陽物理學分院的主管，圖西博士。 早期觀測到的"日冕瞬變"或是在日食期間觀測到的現象，現在被認為在本質上是一樣的。
在1989年3月9日發生的日冕物質拋射，是一場襲擊地球的嚴重地磁風暴。它使短波無線電受到干擾和造成加拿大魁北克的大停電。
2010年8月1日，在第24太陽週期中，哈佛-史密松天體物理中心（CfA）的科學家觀測到來自太陽朝向地球這一面一系列的4個日冕物質拋射。最初的一個日冕物質拋射是由8月1日的一次噴發引起的，噴發的區域是NOAA的1092活動區。這個區域夠大，無需使用太陽望遠鏡對準就能看見。三天後，此一事件在地球上產生了引人注目的極光。
在2012年7月23日，發生了大規模、具有潛在破壞性，但錯過了地球的超級太陽風暴（太陽閃焰、日冕物質拋射、太陽EMP）。許多科學家認為，此一事件的強度與卡靈頓事件同一等級。
在2012年8月31日，一次與地球磁場環境或磁層有關的日冕物質拋射，造成9月3日出現炫麗的極光。地磁風暴在NOAA的的地磁擾動規模達到G2（Kp = 6）的水準。
在2014年10月14日， 歐洲太空總署（ESA）觀測太陽的、ESA/NASA的SOHO、和太陽動力學天文台都拍攝到一個行星際日冕物質拋射（ICME）離開太陽；STEREO-A直接觀測到其在造成的影響；歐洲太空總署的 "金星快車"也蒐集到資料。這個日冕物質拋射在10月17日抵達火星，也被"火星特快車"、MAVEN、2001火星奧德賽號和火星科學實驗室觀測到。在10月22日，距離處，它抵達與太陽和火星完美對齊的楚留莫夫－格拉希門克彗星，也被羅塞塔號觀測到。在11月12日，距離處，被在土星的卡西尼號觀測到。在這個日冕物質拋射噴發3個月後，接近冥王星的新視野號可能也在處偵測到它。在噴發17個月之後，航海家2號的資料可以解釋為這個日冕物質拋射的通過。"好奇號"漫遊者的、"2001火星奧德賽號"、"羅塞塔號"和"卡西尼號"都顯示，隨著日冕物質拋射氣泡的通過，星系宇宙射線（）都突然減少。
根據預測科學公司的物理學家皮特·萊利（Pete Riley）在2012年發表的一份報告，在2012年至2022年這10年間，地球遭受卡林頓級風暴襲擊的機率是12%。
在其它恆星上觀察到少量的星冕物質拋射，發現的所有恆星都是紅矮星。這些都是通過光譜學檢測到的，最常見的是通過研究巴耳末線：由於都卜勒頻移，向觀測者而來的譜線在藍色翼上導致不隊稱的外形。這種吸收出現在恆星圓盤（比周圍物質的溫度低）時會被增強，當它輻射至圓盤外時，可以被觀測到。 星冕物質拋射的投影速度從≈。與太陽的活動來比較，其他恆星上的星冕物質拋射活動似乎並不是很普遍。
在麥可·克萊頓的長篇小說"剛果"中，太陽物質拋射打斷了剛果研究小組的電腦將資料經由衛星傳回休斯頓的傳輸作業。第二型的無線電輻射是1996年，完美藝術團體假情報的記錄和展覽，用來佈置看台和通道的「星門」LP和CD的主題（參见假情報 (藝術和音樂計畫)條目）。
特別巨大的日冕物質拋射出現在《亞特蘭提斯》劇情的《星門的迴響》中。