日冕物质抛射

日冕物质抛射（coronal 质量 ejection）是巨大的、携带磁力线的泡沫状气体，在几个小时中被从太阳抛射出来的过程。日冕物质抛射是太阳释放能量的另一种形式，表现为在几分钟至几小时内从太阳向外抛射一团日冕物质（速度一般从每秒几十公里到超过每秒1000公里），使很大范围的日冕受到扰动，从而剧烈地改变了白光日冕的宏观形态和磁场位形。日冕物质抛射是日冕大尺度磁场平衡遭到破坏的产物，日冕物质抛射破坏了太阳风的流动，产生的干扰会影响到地球，甚至引发悲剧结果。

概述

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。

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。

科学探测

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。

能量释放

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

1、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在最近曾活跃过）。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。

2、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。

3、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

1、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。

2、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。

3、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。

4、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。

5、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。

6、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。

理论模型

1、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%。 2、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。但目前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。

3、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）。

4、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）

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\u003e0.013时，磁通量绳逃逸即可发展为CME；当M\u003e0.034时，磁通量绳的逃逸不必经过减速过程。

爆发耀斑1、太阳发生一次剧烈的耀斑爆发，恰好赶上了2011年的夏至时节，这是北半球夏季的第一天，这场风暴始正在太空运行的“太阳和太阳风层探测器”(SOHO)记录下了整个过程，一次C-7级别的太阳耀斑引发了一次太阳风暴，以及随后的一次大规模日冕物质抛射(CME)事件。 2、太阳黑子群1236上空的磁场在2011年6月21日早些时候发生爆发，引发一次大规模的日冕物质抛射事件，这次抛射事件的发生地几乎正对地球，即将到来的这次等离子体流并不属于特别强烈的类型，然而这次爆发有可能触发地球磁暴。预计本次太阳爆发产生的等离子体于2011年6月23日开始抵达地球。 3、在图像的顶部位置可以清晰看到此次爆发的物质喷射现象。这一事件恰逢北半球夏至，此时太阳直射北回归线，也就是说达到了太阳直射的最北端。这是北半球夏季的开端，也是一年中白昼最长的一天，当然相对的也是南半球冬季的第一天。 4、C7级太阳耀斑是最低级的耀斑，即便是威力更加巨大的M级耀斑也仅仅被归类为中等强度爆发事件。X级则是最强烈的耀斑爆发等级。日冕物质抛射(CME)事件是发生于日面的大规模带电粒子抛射现象。这些物质大部分被送入太空，也有一部分会被太阳磁场拉回日面。 5、由于此次物质抛射事件发生时太阳这一区域恰好正对着地球，因此这些大量的带电粒子轰击地球磁场时会暗自南北两极引发绚丽的极光。极端剧烈的太阳风暴可能会对卫星和在太空工作的宇航员健康造成威胁，并有可能破坏地面的通讯和电网设备。目前太阳正处于其11年周期中的活跃期，美国航空航天局和全球各国的检测机构正密切关注着太阳的一举一动，另外还有多个太空探测器在轨道上进行监测工作。

研究现状

自上世纪60年代以来，随着航天技术的快速发展，全世界已发射了70多颗太阳观测卫星，聚焦于太阳黑子、耀斑和日冕物质抛射的观测研究。

2021年10月，“太阳对地球演化和人类文明发展的作用不可或缺；同时太阳对地球的影响也无所不在，主要体现在太阳爆发产生大量带电高能粒子，对地球电磁环境造成严重破坏，其中尤以太阳黑子、耀斑和日冕物质抛射对地球电磁环境影响最为显著。”国家航天局对地观测与数据中心主任、高分辨率对地观测重大专项工程总设计师赵坚介绍，太阳活动周期约11年，当前正处于第二十五个太阳活动周期，全世界又进入太阳研究新的高峰期。

北京时间2023年4月22日凌晨2点，太阳和日球层观测台（SOHO卫星）监测到一次伴随M1.7级太阳耀斑的全晕日冕物质抛射（简称CME），CME正是产生这次大地磁暴的直接原因。

参考资料

“羲和号”来了！--经济·科技.人民网.2021-10-15

第25太阳活动周迄今最强地磁暴 仍将持续1天左右.环球网.2023-04-25