日冕巨量喷发

日冕巨量喷发（Coronal mass ejection，缩写：CME）是太阳从日冕释放大量电浆和磁场进入日球层的现象。日冕巨量喷发通常与太阳耀斑和其他形式的太阳活动有关，但尚未建立能解释和理解这些关系且能被广泛接受的理论。

如果CME进入行星际空间，它就被称为行星际日冕巨量喷发（ICME）。ICMEs能够到达地球磁层并与之碰撞，在那里它们可以引起磁暴、极光；在极少数情况下还会损坏输电网络。有记录以来最大的地磁扰动，可能是由ICME引起的1859年太阳风暴。它也被称为卡林顿事件，使一部分当时新创建的美国电报网络瘫痪，引发火灾，并使一些电报操作员感到震惊。

在太阳极大期附近，太阳每天大约产生三次CME，而在极小期附近大约每五天产生一次CME。

## 物理描述

日冕巨量喷发将大量物质从太阳大气层释放到太阳风和行星际空间。喷发的物质是一种电浆，主要由嵌入喷发磁场中的电子和质子组成。该磁场通常以磁通绳的形式出现，即具有俯仰角 (粒子运动)的变化，呈螺旋线的磁场。

每次喷发的质量平均为1.6e12kg。然而，因为日冕图量测只提供二维数据，因此这只是日冕巨量喷发估计质量的下限值。

CME从日冕中强烈扭曲或剪切的大尺度磁场结构中爆发，这些磁场结构通过覆盖的磁场保持平衡。

### 喷发前

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喷发前的结构是由太阳发电机在太阳内部产生的磁场形成。这些磁场从光球浮升出来，进入较低的太阳大气层，在那里它们保持封闭，并扎根于光球中磁性相反的立足点。这些结构既可以存在于活跃区，也可以存在于宁静区中，并且可以覆盖双极和更复杂的四极光球磁场。

日冕巨量喷发中释放的大部分能量是爆发前结构所储存的磁能。从喷发前结构中自由释放的磁能，即磁自由能，与理论上该结构在相同光球磁通量（势场结构）下可以采用的最简单、非平凡的磁场配置相比，是其多余的磁能。新兴磁通量和光球运动不断移动结构的立足点会导致磁自由能以扭曲或剪切的形式在日冕磁场中积聚。一些喷发前的结构，被称为，随着剪切力的积累，呈现出S或反S的形状。这在活跃区日冕环和色球暗纹中可以观察到，且S字形在南半球更常见，反S 形在北半球更常见。

磁通绳，即携带电流和磁自由能的扭曲和剪切的磁通管，是喷发后组成日冕巨量喷发结构的部分；然而，通量绳是否总是存在于喷发前的结构中，或者它们是否是在喷发期间产生的（见），仍在争论中。

已经观察到一些喷发前的结构支持日珥，也被称为色球暗纹（色球细丝体），是由比周围的日冕电浆冷得多的物质组成。日珥嵌入被称为日珥腔或细丝通道的磁场结构中，这些结构可能构成喷发前结构的一部分。至少70%的日冕巨量喷发与日珥爆发有关。日珥通常嵌入构成日冕巨量喷发的通量绳的底部。喷发日珥与白光日冕仪中看到的明亮核心相对应。

### 开始

当处于平衡状态的喷发前结构进入非平衡或准稳态状态时，就会发生日冕巨量喷发，在这种状态下，能量可以在喷发中释放。人们对日冕巨量喷发引发的过程进行了辩论，并基于物理推测提出了各种模型来解释这一现象。此外，不同的日冕巨量喷发可能由不同的过程引发。目前尚不清楚日冕巨量喷发的起源是由理想还是非理想磁流体力学（MHD）的不稳定性驱动，导致现有磁通绳的排出，或是非理想不稳定性导致喷发期间产生新的磁通绳，还是理想和非理想过程的组合。在理想磁流体力学下，引发可能涉及理想不稳定性或灾难性沿现有通量绳的平衡损失：

- 当磁通绳被扭曲到临界点时，就会发生扭结不稳定性，从而磁通绳不稳定，无法进一步扭曲。
- 当覆盖在磁通绳上的拱廊磁场强度随高度迅速下降时，就会发生环面不稳定性。当这种下降足够快时，磁通绳不稳定，无法进一步膨胀。
- 灾难模型涉及平衡的灾难性损失。在非理想磁流体力学下，启动机制可能涉及电阻不稳定性或磁重联：
- 当拱廊两侧几乎反平行的磁力线形成电流片并相互重新连接时，在强烈剪切的拱廊中会发生系绳切割或磁通抵销。这可以形成螺旋形磁通绳，或者导致已经存在的磁通绳生长并使其轴线上升。
- 磁突破模型由初始四极磁拓扑组成，其零点位于中心磁通系统上方。当剪切运动导致中心磁通系统上升时，零点形成电流片，磁核心磁通系统与上覆磁场重新连接。

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#### 太阳周期

喷发的频率取决于太阳周期的相位：从太阳极小期附近的每天约0.2次到太阳极大期附近每天约3.5次。然而，日冕巨量喷发的峰值发生率通常是在太阳黑子数量达到最大值后的6-12个月。

### 传播

现时对日冕巨量喷发运动学的了解表明，喷发开始于一个初始的预加速阶段，其特征是缓慢上升，然后是一段远离太阳的快速加速期，直到达到接近恒定的速度。一些气球日冕巨量喷发，通常是最慢的日冕巨量喷发，缺乏这种三阶段进化，而是在整个飞行过程中缓慢而持续地加速。即使对于具有明确加速阶段的日冕巨量喷发，预加速阶段也经常不存在，或者可能无法观测到。

根据1996年至2003年期间SOHO/大角度光谱日冕仪的量测，日冕巨量喷发的速度从20to，平均速度为489km/s。这些速度对应于从太阳到地球轨道的凌日时间约为13小时至86天，平均约为3.5天。

#### 日冕

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位于一些日冕巨量喷发前缘的冲击波加速电子时，可以产生第II型太阳电波爆发。一些IV型电波暴也与日冕巨量喷发有关，并且已经观察到其跟随在II型爆发之后。

##### 日冕变暗

日冕变暗是低层日冕中极紫外线和软X射线发射的局部减少。当与日冕巨量喷发相关时，日冕变暗被认为是由于相关的日冕巨量喷发扩增期间质量流出导致电将密度降低而发生的。它们通常成对发生在磁极性相反的区域，即磁芯变暗，或更广泛的区域，即次级变暗。磁芯变暗被解释为喷发磁通绳的立足点位置；次级变暗被解释为整体日冕巨量喷发结构膨胀的结果，通常更加扩散和淡薄。

1974年首次报导日冕变暗。由于它们的外观类似于冕洞，它们有时被称为短暂的冕洞。

在低层日冕中没有观察到特征的日冕巨量喷发被称为隐形日冕巨量喷发。

#### 行星际空间

日冕巨量喷发通常可以通过日冕巨量喷发电浆内自由电子的太阳光汤姆森散射在白光日冕仪中观察到。典型的日冕巨量喷发可能具有以下三个特征中的任何一个或全部：致密的核心、低电子密度的周围空腔和明亮的前缘。致密的核心通常被解释为嵌入在日冕巨量喷发中的日珥部分（见），前缘作为通量绳前的压缩电浆区域。然而，一些日冕巨量喷发表现出更复杂的几何形状。

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行星际日冕巨量喷发通常在离开太阳后一到五天到达地球。在传播过程中，行星际日冕巨量喷发与太阳风和行星际磁场（IMF，interplanetary magnetic field）相互作用。因此，太阳风会加速慢速行星际日冕巨量喷发，而快速行星际日冕巨量喷发的速度会被太阳风减慢。最强的减速或加速发生在太阳附近，但它甚至可以继续至超出地球轨道（1 AU），甚至在火星以及尤利西斯号都还能观测到速度的变化。行星际日冕巨量喷发大约比500km/s更快，最终会驱动冲击波。当在参考系中随太阳风移动的行星际日冕巨量喷发速度比局部的快速磁声波速度快时，就会发生这种情况。这种冲击是通过日冕仪直接观察到的。在日冕中，这与II型电波爆发有关。它们被认为有时形成低至2（太阳半径）。它们还与太阳高能粒子的加速度密切相关。

#### 磁云

在太阳风中，日冕巨量喷发表现为磁云。它们被定义为磁场强度增强、磁场向量平滑旋转和低质子温度的区域。日冕巨量喷发和磁云之间的关联是由布拉加（Burlaga）等人提出的。在1982年，当一个磁云被太阳极大期任务卫星观测到的2天后，太阳神号也观测到。然而，由于地球附近的观测通常只由单艘太空船完成，因此许多日冕巨量喷发不会被视为与磁云有关。卫星观察到的快速日冕巨量喷发的典型结构，例如ACE是一个快速模式冲击波，然后是密集（和热）的电浆鞘（冲击的下游区域）和磁云。除了上述特征之外，现在还使用了磁云的其他特征：其中包括双向的超热电子，铁、氦、碳和/或氧等异常电荷态或丰度。

磁云通过在L1点卫星的时间通常是 1 天，相当于 0.15 地球半径，在1AU处的典型速度为450km/s，磁场强度为20 nT。

## 对地球的影响

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只有极少数的日冕巨量喷发指向并到达地球。到达地球的日冕巨量喷发导致冲击波引起地磁风暴，这可能会破坏地球的磁层，压缩白天侧的磁层并延长夜间的磁尾。当夜晚的磁层重新连接时，它释放出的功率，其数量级为太瓦，指向地球的高层大气层。这可能导致诸如1989年3月磁暴之类的事件。

日冕巨量喷发与闪焰一起，可以破坏无线电传输并对卫星和输电系统设施造成损害，导致潜在的大规模和长期停电。

由日冕巨量喷发驱动的上日冕冲击也可以加速太阳高能粒子向地球移动，从而导致渐进太阳质子事件。这些高能粒子与地球之间的相互作用会导致电离层中自由电子的数量增加，特别是在高纬度极地，从而增强无线电波的吸收，尤其是在电离层的D区内，进而导致极帽吸收事件。

日冕巨量喷发与地球磁层的相互作用导致外部辐射带的剧烈变化，相对论性粒子通量减少或增加了几个数量级。辐射带粒子通量的变化是由相对论电子的加速、散射和径向扩散引起的，这是由于与各种电浆波的相互作用。

### 晕日冕巨量喷发

晕日冕巨量喷发是一种日冕巨量喷发，在白光日冕仪观测中表现为一个完全围绕日冕仪掩蔽盘的膨胀环。晕日冕巨量喷发被解释为指向或远离观测日冕仪的日冕巨量喷发。当膨胀环没有完全包围遮蔽盘，但在遮蔽盘周围有超过120度的角宽度时，该日冕巨量喷发被称为部分晕日冕巨量喷发。已经发现部分和完全晕日冕巨量喷发占所有日冕巨量喷发的10%，其中约4%是完全晕日冕巨量喷发。正面或指向地球的日冕巨量喷发通常与撞击地球的日冕巨量喷发有关；然而，并不是所有的正面日冕巨量喷发都会撞击地球。

### 未来风险

根据预测科学公司（Predictive Science Inc.）物理学家彼特·莱利（Pete Riley）在2012年发布的一份报告，地球在2012年至2022年间，遭受卡林顿级风暴袭击的可能性为12%。

在2019年，研究人员使用了一种替代方法（威布尔分布），并估计未来十年地球被卡灵顿级风暴袭击的可能性仅在0.46%至1.88%之间。

## 历史

### 首次观测

有记录以来最大的地磁扰动，可能是由日冕巨量喷发引起的，与1859年9月1日第一次观测到的太阳闪焰吻合。由此产生的1859年太阳风暴被称为卡灵顿事件。肉眼就可以看见这次的闪焰和相关的太阳黑子，英国天文学家R·C·卡林顿和理查德·霍奇森都独立观测到了闪焰。大约在闪焰发生的同时，邱园的磁力计记录了后来被称为磁性钩针的磁场，这是一种由地面磁力计探测到的磁场，是由电离软X射线对地球电离层的扰动引起。这在当时并不容易理解，因为这发生在1895年威廉·伦琴发现X射线和1902年奥利弗·黑维塞与亚瑟·肯乃利辨识出电离层之前。这次的风暴摧毁了一部分新近创建的美国电报网络，并引发火灾，因而震惊了一些电报营运商。

闪焰发生约18小时后，多台磁力计记录到进一步的地磁扰动，这是磁暴的一部分。这场风暴摧毁了当时新建立的美国电报网的一部分，引发了火灾，而使一些电报运营商受到震惊。

1953年至1960年间，太平洋天文学会收集了历史记录和新的观测结果，并记录在在年度摘要中。

### 首次光学观测

1971年12月14日，使用轨道太阳天文台7（OSO-7）的日冕仪对日冕巨量喷发进行了第一次光学观测。美国海军研究实验室的图西（R.Tousey）在1973年发表的一篇研究论文中首次描述了这一点。发现的影像（256 X 256画素）先在次级电子传导（SEC）摄像机上成像，经过数字化成7位元后，转移到电脑仪器上。然后，使用简单的运行长度编码方案对其进行压缩，并以每秒200位元/秒的速度将其发送到地面。在那个年代，一幅完整、未压缩的图象需要44分钟才能传送到地面。图像透过遥测装置送到地面的支援设备（GSE），将影像建立在宝丽来印刷成像。大卫·罗伯茨（David Roberts）是NRL的一名电子技术员，负责测试SEC摄像管相机，负责日常运营。大卫·罗伯茨是在NRL工作的电子技术员，负责测试SEC摄像管相机，并负责日常的操作。因为影像的某些部分比正常情况亮得多，他认为是他的相机坏了。但是在下一张照片上，明亮的区域已经远离了太阳，他立即意识到这是不寻常的，并把照片带到了他的主管古特尔·布鲁克纳博士那里，然后是太阳物理分部负责人图西博士。早期对日冕瞬变的观测，或是在日食期间目视观察到的现象，现在基本上被理解为同一件事。

### 仪器

#### 风 (太阳探测器)

1994年11月1日，美国国家航空暨太空总署（NASA）发射了探测器“风”(Wind)，作为监测太阳风的仪器，运行在地球轨道的 拉格朗日点。它是国际日地物理学(International Solar Terrestrial Physics)项目其下的全球地球空间科学计划(Global Geospace Science)的一部分。“风”借由一个自旋轴稳定的卫星，上面搭载了8台仪器，测量热能达至百万电子伏特(Mev)能量的太阳风粒子，观测范围从直流到13MHz到0.3Hz无线电波。尽管“风”已经运作超过20年，但它仍然提供太阳风时间、角度和能量资讯解析。仅至2008年以来，就为150多份的出版物做出了贡献。

#### 日地关系天文台

2006年10月25日，NASA发射了日地关系天文台（STEREO）。这是两颗几乎相同的太空探测器，它们从轨道上相距甚远的两个点，能够测量日冕巨量喷发和其它太阳活动并首度产生立体图像。这两艘太空探测器绕太阳运行的距离与地球相似，一个略领先于地球，另一个落后于地球。它们相隔的距离逐渐增加，四年后它们在轨道上几乎位于相对的位置上（相隔180度）。

#### 派克太阳探测器

派克太阳探测器 （Parker Solar Probe）于2018年8月12日发射，用以测量加速和传输高能粒子的机制，也就是太阳风的起源。

### 显著的日冕巨量喷发

1989年3月9日，发生了日冕巨量喷发，四天后的3月13日袭击了地球。它导致加拿大魁北克省的电力故障和短波无线电干扰。

2010年8月1日，在第24太阳周期中，哈佛-史密松天体物理中心（CfA）的科学家观测到来自太阳朝向地球这一面一系列的4个日冕巨量喷发。最初的一个日冕巨量喷发是由8月1日的一次喷发引起的，喷发的区域是NOAA的1092活动区。这个区域够大，无需使用太阳望远镜对准就能看见。三天后，此一事件在地球上产生了引人注目的极光。

在2012年7月23日，发生了大规模、具有潜在破坏性，但错过了地球的超级太阳风暴（太阳闪焰、日冕巨量喷发、太阳EMP）。许多科学家认为，此一事件的强度与卡灵顿事件同一等级。

在2012年8月31日，一次与地球磁场环境或磁层有关的日冕巨量喷发，造成9月3日出现炫丽的极光。地磁风暴在NOAA的太空气象预报中心的地磁扰动规模达到G2（Kp = 6）的水准。

2014年10月14日，一个行星际日冕巨量喷发离开太阳后，观测太阳的太空船PROBA2（欧洲空间局）、SOHO（欧空局/NASA）和太阳动力学天文台（NASA），以及在1AU处观测的STEREO-A都直接其到影响。欧洲空间局的“金星特快车”收集了数据。日冕巨量喷发于10月17日抵达火星，并被“火星快车号，MAVEN，2001火星奥德赛号和火星科学实验室等多个探测器观测到。10月22日，在3.1AU，它到达了彗星67P/Churyumov-Gerasimenko，与太阳和火星完美对齐，并被“罗塞塔号”观测到。11月12日，在9.9AU，它被卡西尼号在土星观测到。在喷发三个月后，“新视野号”太空船位于31.6AU接近冥王星之处，仍然可以检测到这个日冕巨量喷发的数据。“航海家2号”的数据可以解释为这个日冕巨量喷发在17个月后的通过。“好奇号漫游车的RAD仪器，“2001火星奥德赛号”，“罗塞塔号”和“卡西尼号”显示，随着日冕巨量喷发的保护气泡经过，银河宇宙射线突然减少（福布希减少）。

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## 星冕巨量喷发

在其它恒星上观察到了少量的日冕巨量喷发，所有这些都是在红矮星上发现的。这些主要是通过光谱学检测到的，最常见的是通过研究巴耳末线：由于多普勒频移，朝向观察者喷发的资料导致线轮廓蓝色翼的不对称。当这种增强发生在星盘上时（物质比周围的物质更冷），可以在吸收中看到，当它在星盘外时，可以在发射中看到。观测到的日冕巨量喷发的投影速度范围从≈84to。在UV或 X射线数据中，很少有波长较短的星冕巨量喷发候选者Compared to activity on the Sun, CME activity on other stars seems to be far less common.。与模型相比，星冕巨量喷发检测次数较少可能是由于较低的固有星冕巨量喷发率（例如，由于磁抑制）、投影效应，或由于星冕巨量喷发的未知电浆参数而高估了巴耳莫系特征。

## 大众文化

在麦可·克莱顿的长篇小说刚果中，太阳物质抛射打断了刚果研究小组的电脑将资料经由卫星传回休斯顿的传输作业。第二型的无线电辐射是1996年，完美艺术团体假情报的记录和展览，用来布置看台和通道的“星门”LP和CD的主题（参见假情报 (艺术和音乐计划)条目）。

特别巨大的日冕物质抛射出现在《亚特兰提斯》剧情的《星门的回响》中。

## 外部链接

- NOAA/NWS Space Weather Prediction Center
- Coronal Mass Ejection FAQ
- STEREO and SOHO observed CME rate versus the Sunspot number (PNG plot) / (text version)