日冕物質(zhì)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。日冕物質(zhì)拋射是太陽釋放能量的另一種形式，表現(xiàn)為在幾分鐘至幾小時內(nèi)從太陽向外拋射一團日冕物質(zhì)（速度一般從每秒幾十公里到超過每秒1000公里），使很大范圍的日冕受到擾動，從而劇烈地改變了白光日冕的宏觀形態(tài)和磁場位形。日冕物質(zhì)拋射是日冕大尺度磁場平衡遭到破壞的產(chǎn)物，日冕物質(zhì)拋射破壞了太陽風(fēng)的流動，產(chǎn)生的干擾會影響到地球，甚至引發(fā)悲劇結(jié)果。

日冕物質(zhì)拋射 - 巨大的、攜帶磁力線的泡沫狀氣體

簡介

日冕物質(zhì)拋射（CME）是從太陽的日冕層拋射出來的物質(zhì)，通?？梢允褂萌彰醿x在白光下觀察到。拋射出來的物質(zhì)主要是電子和質(zhì)子組成的等離子（此外還有少量的重元素，例如氦、氧和鐵），加上伴隨著的日冕磁場。

第一次探測到日冕物質(zhì)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年第一次被理查德·克里斯托弗·卡靈頓觀察到的耀斑，據(jù)推測是源于有記錄以來的一次日冕物質(zhì)拋射引起的。那次耀斑所引發(fā)的磁暴被倫敦西郊國立植物園的地磁強度儀觀測和記錄。

當(dāng)拋射物抵達地球時被稱為行星際日冕物質(zhì)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(dāng)在背日面的磁層重連結(jié)時，它創(chuàng)造出數(shù)兆瓦特能量，從地球后方傾入上層大氣。此過程造成特別強的極光（常出現(xiàn)在北極的稱北極光，在南極則稱南極光）。日冕物質(zhì)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），并對人造衛(wèi)星和電力傳輸線造成損害。

CME的質(zhì)量、速度和加速情況　對CME質(zhì)量的估計主要是假設(shè)CME包括10%氦和90%的完全電離的氫構(gòu)成。然后通過判斷CME的體積和其中的電子數(shù)目來確定CME的質(zhì)量?；蛘咄ㄟ^CME中熱等離子的輻射性質(zhì)，通過不同波段的觀測特征來確定CME的質(zhì)量。這兩種方法得到的結(jié)果基本相同。但白光觀測對應(yīng)較高的區(qū)域，而射電和X射線等波段的觀測對應(yīng)較低的區(qū)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，但對于特別重要的暈狀CME來說，視寬度的測定并非很容易的事。從而給出的暈狀CME的質(zhì)量估計會有較大誤差。實際上，根據(jù)St.Cyr等人的判據(jù)，只有視寬度超過5度的日冕運動結(jié)構(gòu)才被當(dāng)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(shè)才能求出他們的真實速度。并且，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(qū)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。因此實際上常采用某些位置的量，來進行內(nèi)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，有加速也有減速或恒速。

暈狀CME的速度測定結(jié)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。這可能是由于低速的暈狀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(rèn)為這是由太陽風(fēng)對CME的影響造成的。

CME的多波段觀測結(jié)果不同衛(wèi)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(qū)域（dimming）。這經(jīng)常出現(xiàn)在耀斑位置或者暗條爆發(fā)的位置附近。最顯著的X射線特征即S形結(jié)構(gòu) - sigmoid，而這種結(jié)構(gòu)以后還將演化為尖角形拱狀結(jié)構(gòu)（arcade-cusp）。理論上，由于輻射致冷的時標(biāo)大于X射線暗化事件的時標(biāo)，所以這種暗化現(xiàn)象應(yīng)該與磁力線打開時物質(zhì)拋射相關(guān)。這也提供了X射線變暗的范圍和程度來估算CME的總質(zhì)量。這種S結(jié)構(gòu)也同時在H-alpha的觀測中得到。在EUV波段（極紫外），也有相應(yīng)的暗區(qū)出現(xiàn)。并且最近的研究還發(fā)現(xiàn)CME和EUV波段觀測到的一種波動現(xiàn)象（稱為EIT波）有很好的相關(guān)性，幾乎為一一對應(yīng)。關(guān)于這種波動現(xiàn)象，下面還將繼續(xù)討論。

日冕物質(zhì)拋射的伴生波動　日冕物質(zhì)拋射將大量等離子體拋向日地空間，由于物質(zhì)的缺乏而在太陽日冕中造成暗區(qū) - dimming。在這種大規(guī)模的擾動作用下，日冕甚至太陽的更多層面都會產(chǎn)生擾動。這些擾動主要以波或類似現(xiàn)象為載體在太陽上傳輸質(zhì)量和能量。在觀測上，我們可以通過這些現(xiàn)象來判斷CME的一些性質(zhì)。這些現(xiàn)象在新聞媒體上也被稱為“太陽海嘯”等。這種說法不一定準(zhǔn)確，但在某種程度上確實有和海嘯類似的現(xiàn)象。

能量

日冕物質(zhì)拋射（CME）是太陽系內(nèi)規(guī)模最大，程度最劇烈的能量釋放過程。一次爆發(fā)可釋放多達10^32爾格的能量和10^16克的太陽等離子體到行星際空間，并且伴隨10keV-1GeV的高能粒子流。CME爆發(fā)時，拋出大量的等離子體和以及固結(jié)其中的磁場結(jié)構(gòu)（磁通量）。而大量物質(zhì)和巨大能量將在太陽大氣以及行星際空間產(chǎn)生激波，引發(fā)近地空間的地磁暴、電離層暴和極光等。

習(xí)慣上，人們通常把太陽現(xiàn)象分為寧靜太陽現(xiàn)象和活動太陽現(xiàn)象。而活動太陽現(xiàn)象中的爆發(fā)現(xiàn)象主要就是包括太陽耀斑、爆發(fā)日珥和日冕物質(zhì)拋射（CME），其中又以日冕物質(zhì)拋射最為劇烈。這些爆發(fā)現(xiàn)象的主要特征就是在極短時間內(nèi)（幾十分鐘）釋放出極大的能量。

由于太陽離地球很近，因此這些能量的釋放就可能對地球產(chǎn)生嚴(yán)重的影響。已知的包括，對空間探測和宇航的影響，對衛(wèi)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(wǎng)和電力設(shè)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(zhì)拋射結(jié)構(gòu)可以分成三部分，包含一個低電子密度洞、嵌入在洞內(nèi)高密度的核（主體，在日冕儀的影像中呈現(xiàn)明亮的區(qū)域）、和一個明亮的前沿。其結(jié)構(gòu)明顯，但是許多的日冕物質(zhì)拋射都欠缺其中一項元素，或甚至三項都沒有。

大多數(shù)的日冕物質(zhì)拋射都來自活動區(qū)（黑子群與經(jīng)常伴隨的耀斑）。這些區(qū)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(zhì)拋射必需打開這些磁場線──至少也要局部的──才能逃逸至

太空。有時日冕物質(zhì)拋射也會來自太陽寧靜的區(qū)域（雖然在許多情況下安靜的區(qū)域曾活躍過）。在太陽極小期，日冕物質(zhì)拋射主要出現(xiàn)在太陽磁赤道的日冕環(huán)流帶中，在太陽極大期時則來自活動區(qū)，在緯度的分布上是較均勻。

日冕物質(zhì)拋射的速度范圍從20公里秒至2,700公里秒，平均速度是489公里秒（依據(jù)SOHO的LASCO在1996年至2003年測量）。以日冕儀的影像為基礎(chǔ)的平均質(zhì)量為1.6×1015克。由于日冕儀的影像的測量本質(zhì)是二維空間，因此這只是質(zhì)量下限。拋射的頻率與太陽周期有關(guān)：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(shù)值也是下限，因為在太陽背向地球那一側(cè)的日冕物質(zhì)拋射是不可能被日冕儀探測到的。

日冕物質(zhì)拋射的運動學(xué)顯示，日冕物質(zhì)拋射在開始前期加速度的特征是緩慢的上升運動，隨后的期間以很快的加速度脫離太陽，直到達到接近恒定的速度。有些像“氣球”（通常是速度最慢的）的日冕物質(zhì)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(xù)的加速。相同的是，日冕物質(zhì)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）。

觀測研究

日冕物質(zhì)拋射的主要觀測

包括利用各種各種波段的觀測儀器，對日冕物質(zhì)拋射的各種物理參數(shù)進行的研究。主要有形態(tài)、質(zhì)量、能量、速度發(fā)生頻率和角寬度等：

CME形態(tài)

CME具有不同的形態(tài)，如環(huán)狀、泡狀、暈狀等。其中暈狀CME - Halo-CME一般認(rèn)為是向地球方向運行CME，因此具有更為重要的地位。但由于投影效應(yīng)等影響，對它的研究還十分模糊。環(huán)狀CME前鋒為明亮的環(huán)，隨著時間的推移，環(huán)徑向外擴張，結(jié)構(gòu)的腿部沒有或者只有少量側(cè)向擴展；泡狀CME，其亮區(qū)為一個實體，有光滑的邊界，像一個充實的氣泡，結(jié)構(gòu)徑向向外擴張；束流狀CME像一束向外噴發(fā)的射流。

射電觀測中的所謂射電II型爆發(fā)，一般認(rèn)為和CME有很強的相關(guān)性。射電II型爆發(fā)一般認(rèn)為是CME運動期間產(chǎn)生的激波對電子進行加速，然后這些電子引起波前附近等離子體振蕩產(chǎn)生的朗繆爾波。其特征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(lián)系的。所以有的研究者認(rèn)為這是和耀斑爆發(fā)時的爆震波相聯(lián)系，而不是CME運動時的激波?；蛘哒J(rèn)為這激波雖然由CME產(chǎn)生，但具體位置還有不同。

理論模型

人們對日冕物質(zhì)拋射的理論主要基于磁流體力學(xué)（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(zhì)，進而產(chǎn)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。并且，精確的數(shù)學(xué)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，對于具有相同邊界條件的無力場而言，完全開放場（即一段連接邊界，一段延伸至無窮遠(yuǎn)）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(jù)解決（避開）這個佯謬的方式，F(xiàn)orbes[109]將CME模型分為4類，即：

○1爆發(fā)發(fā)生在無力場中，其中氣體壓力和重力在能量貯存和爆發(fā)觸發(fā)中起重要作用；

○2爆發(fā)發(fā)生在無力場中，但爆發(fā)過程為理想MHD過程；

○3爆發(fā)過程為非理想MHD過程，使用，比如磁重聯(lián)，作為爆發(fā)的觸發(fā)機制；

○4為混合模型，即爆發(fā)由理想MHD過程產(chǎn)生，但隨后由非理想MHD過程（比如磁重聯(lián)）使爆發(fā)進行下去。

非無力場模型

在這類模型中，重力和等離子體壓力被作為繞開Aly-Sturrock佯謬的途徑。即如果無力場被剛性導(dǎo)體墻束縛在一個固定體積的空間內(nèi)，并受到剛性墻的擠壓，它的能量可以無限增加。Low和Smith及Low認(rèn)為，等離子體的重量可以像重物置于彈簧頂上一樣，使磁場（彈簧）可以貯存多于開放場的能量。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(chǔ)上，在磁位形的演化過程中，沒有耗散發(fā)生，磁重聯(lián)被禁止。因此，這類模型收到Aly-Sturrock佯謬的嚴(yán)格制約。但也有辦法避開，即假定爆發(fā)時只有部分閉合場打開。但仍不清楚是否只需要借助理想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(fā)展；再用非理想MHD過程來理解耗散過程，如磁重聯(lián)。這類模型大致有剪切磁拱模型（shearedarcade）、爆破模型（break-out）和磁通量繩災(zāi)變模型（catastrophe）。

磁通量繩災(zāi)變模型

磁通量繩災(zāi)變模型的基本磁場結(jié)構(gòu)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(lián)的磁力線。這一模型的基本物理思想最初由VanTend和Kuperus提出：日珥或暗條用一根無限細(xì)的載流導(dǎo)線描述，當(dāng)作用在載流暗條的磁壓力和磁張力相互平衡時，暗條便處于平衡狀態(tài)；其中，磁壓力由處于暗條和光球表面之間的那些磁力線產(chǎn)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(wěn)定平衡。但當(dāng)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?yōu)椴环€(wěn)定平衡。最后系統(tǒng)失去平衡而將暗條迅速拋出。這一模型描述了爆發(fā)產(chǎn)生時，相關(guān)磁結(jié)構(gòu)如何從慢時標(biāo)進入快時標(biāo)的演化過程的主要特征，即災(zāi)變。（catastrophe）

經(jīng)過許多人的努力，這一模型最終演化到現(xiàn)在：VanTend和Kuperus最初的無限細(xì)的載流導(dǎo)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(tǒng)演化起因的日珥內(nèi)變化的電流也由變化的光球背景磁場來代替。

但由于數(shù)學(xué)上的困難，這一模型始終局限于理想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(lián)率也可以使CME爆發(fā)出去。計算表明，演化過程由磁重聯(lián)率M決定，其合理范圍是 - 0,1。在更加接近實際的大氣中，當(dāng)M>0.013時，磁通量繩逃逸即可發(fā)展為CME；當(dāng)M>0.034時，磁通量繩的逃逸不必經(jīng)過減速過程。

CME的觸發(fā)機制

剪切運動

很多觀測表明在CME爆發(fā)前源區(qū)出現(xiàn)很強的磁剪切，Mikic等數(shù)值模擬發(fā)現(xiàn)經(jīng)過足夠強的剪切，閉合的磁拱能夠逐漸逼近開場，而電阻的引入則導(dǎo)致其爆發(fā)。電阻率的變化可能由兩個過程引起：當(dāng)電流片長度超過其寬度的2π倍時，撕裂模不穩(wěn)定性將發(fā)生，從而形成一些局部強電流區(qū)。當(dāng)局部區(qū)域的電流密度超過某個閾值時，由于微觀不穩(wěn)定性 - 雙流不穩(wěn)定性，將產(chǎn)生很大的反常電阻，從而最終觸發(fā)快速磁重聯(lián)。該模型缺點是為達到臨界狀態(tài)所需的剪切遠(yuǎn)遠(yuǎn)超過觀測上的值。有人發(fā)現(xiàn)和初始磁剪切方向相反的足點剪切運動也能觸發(fā)CME。

匯聚運動

VanBallegooijen等提出磁拱的匯聚運動能夠?qū)е掳禇l的形成，也能導(dǎo)致暗條的爆發(fā)。需指出的是正負(fù)極性磁單元表現(xiàn)的匯聚可能源于雙極磁場的擴散，并在磁中性線處對消。張軍等研究著名的2000年7月14日“巴士底”事件中發(fā)現(xiàn)，在CME開始前，名沒有明顯的磁流浮現(xiàn)，但暗條附件多處發(fā)生磁對消，且暗條中的初始擾動和Hα初始增亮也都發(fā)生磁對消。Forbes等解析解表明當(dāng)跨域磁繩的磁環(huán)足點經(jīng)歷匯聚運動時，磁繩系統(tǒng)的演化會出現(xiàn)災(zāi)變現(xiàn)象。

背景磁場衰退

在太陽大氣中磁繩的平衡源于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(yù)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(tǒng)中背景磁場的衰退也能導(dǎo)致磁繩系統(tǒng)以災(zāi)變的形式失去平衡。

磁繩截斷

在研究1973.7.29暗條爆發(fā)時，Moore等發(fā)現(xiàn)

A爆發(fā)前色球和暗條的磁感線在磁中性線附近具有很強的剪切。

B暗條爆發(fā)和雙帶耀斑的起始之前出現(xiàn)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(zhì)運動，而在光球?qū)硬]有出現(xiàn)新浮磁流。

C耀斑環(huán)的初始位置遠(yuǎn)小于暗條的高度。

DHα前兆增亮和耀斑帶的初始增亮均發(fā)生在磁剪切最強處附近

根據(jù)以上觀測特征提出磁繩截斷觸發(fā)模型，即暗條爆發(fā)之前，除了支撐暗條物質(zhì)的磁凹陷部分之外，暗條附近系連在光球?qū)拥膹浐洗鸥芯€可認(rèn)為是無力場結(jié)構(gòu)，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切的增強，磁感線A的負(fù)極根部與原本相隔很遠(yuǎn)的磁感線B的正極根部考的很近，當(dāng)場向電流達到某個閾值而觸發(fā)反常電阻式，兩根不磁感線發(fā)生磁重聯(lián)。

環(huán)向通量增加

Chen等研究了連獄光球?qū)拥拇爬K對環(huán)向通量增加的響應(yīng)。發(fā)現(xiàn)若環(huán)向通量緩慢增加，磁繩便緩慢上升，若環(huán)向通量迅速注入，磁繩則迅速擴張爆發(fā)而產(chǎn)生快速CME。

吳式燦等采用二維磁流體數(shù)值模擬研究了磁繩浮現(xiàn)于盔狀冕流底部時系統(tǒng)的演化發(fā)現(xiàn)，當(dāng)磁泡的半徑大于或等于0.25R⊙時，由于壓力增大，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(tǒng)向外運動而成為CME。還指出，低密度的暗腔磁繩結(jié)構(gòu)具有較小的質(zhì)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(tài)而爆發(fā)形成CME。

胡友秋等利用2.5維理想磁流體力學(xué)數(shù)值模擬研究了磁繩參數(shù)對其平衡的影響發(fā)現(xiàn)，若背景磁場為部分開場，當(dāng)磁繩的環(huán)向磁通量等參數(shù)超過某閾值時，任何微小的繼續(xù)增大回事磁繩的平衡高度災(zāi)變性的上升，并在磁繩下方拉出電流片。

磁爆裂

此種模型實際上是剪切磁拱模型的變種，但這里強調(diào)了四極磁位形的重要性。當(dāng)跨越磁中性線的磁拱發(fā)生剪切時，磁拱將上升并擠壓其上面的X型中性線，在磁拱頂部形成一個玩卻的電流層。當(dāng)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(xù)上升；但若考慮氣壓和電阻時，只要剪切繼續(xù)存在，電流片就將繼續(xù)演變，最后由撕裂模不穩(wěn)定性導(dǎo)致快速磁重聯(lián)而引起爆發(fā)。

磁爆裂模型的實質(zhì)是強剪切磁拱頂部的磁重聯(lián)消除了背景磁場對磁拱的約束，使磁拱的爆發(fā)成為可能。

新浮磁流

參見陳鵬飛教授論文。

關(guān)聯(lián)天象

日冕物質(zhì)拋射經(jīng)常與其他的太陽活動現(xiàn)象聯(lián)系在一起，值得注意的有：

耀斑

日珥爆發(fā)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(yuǎn)鏡（EIT）和莫爾頓波

日冕波動（來自噴發(fā)地點的明亮擴散前緣）

駐地噴發(fā)拱（post-eruptivearcades）

日冕物質(zhì)拋射與這些現(xiàn)象的聯(lián)系是很普通的，但是還沒有被充分的了解。例如，日冕物質(zhì)拋射和耀斑最初被認(rèn)為是直接相關(guān)聯(lián)的，耀斑驅(qū)動著日冕物質(zhì)拋射，但是只有60%的耀斑（M極和更強的）才和日冕物質(zhì)拋射有關(guān)聯(lián)；相似的，許多日冕物質(zhì)拋射與耀斑無關(guān)。日冕物質(zhì)拋射和耀斑是由共同的原成因造成的（日冕物質(zhì)拋射加速度的峰值與耀斑輻射的峰值經(jīng)常是一致的）。一般而言這些現(xiàn)象（包括日冕物質(zhì)拋射）都被認(rèn)為是磁場結(jié)構(gòu)大規(guī)模變動的結(jié)果。