日冕物质抛射(从太阳的日冕层抛射出来的强烈空间天气现象)

日冕物质抛射（Coronal 质量 Ejection，CME），是一种日冕物质从太阳日冕层向行星际空间抛射的强烈空间天气现象。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。R. Tousey于1973年利用轨道太阳观测台7号卫星（OSO-7）搭载的日冕仪首次观测到日冕物质抛射。

虽然早年人们在观测日全食的时候就偶然看到过日冕物质抛射的踪迹，但是日冕物质抛射被真正认识和了解，还是在20世纪后半叶日冕仪和空间观测出现之后。在白光日冕仪的图像上，日冕物质抛射由于投影效应等原因展现出多样的形态，如泡状、环状、晕状和扇形等。当它们朝向地球方向时，往往会产生较大的对地效应。观测数据表明，日冕物质抛射物质外流带来的密度增大一直持续到7个太阳半径处，日冕物质抛射平均质量约为1.6×10^12千克。通过质量和速度估计可得，一个典型的日冕物质抛射具有约10^22~10^27焦耳的动能和势能，与耀斑事件的能量相当。北京时间2025年11月5日和11月6日，太阳再次耀斑两连暴，最大强度分别为M74和M8.6级，并伴随较为明显的日冕物质抛射。

日冕物质抛射对空间天气和人类生活有巨大的影响，在行星际空间中传播时会对周围环境产生剧烈的扰动。当这些裹挟着等离子体的磁场结构到达地球时，会与地磁层相互作用，产生极光，引发地磁暴、电离层爆等极端空间天气，会导致太空中的卫星故障和数据丢失、损坏航天设备并威胁宇航员的生命安全；也会造成地面电力系统崩溃及短波通信中断，甚至会对输油管道造成损害。日冕物质抛射引起地磁场变化，地磁场的变化诱导人体生物磁场变化，使神经内分泌系统受到影响，导致心血管疾病等发生、发展。

定义

日冕物质抛射（CME）是从太阳抛出的大尺度磁化等离子体团，携带大量磁通量和等离子体进入行星际空间。进入行星际空问的CME也被称为行星际CME（简称ICME），当它朝向地球运动并传播至地球附近时，会与磁层相互作用产生地磁暴和其他空间天气现象。

物理特征

日冕物质抛射是从太阳抛入行星际空间的大尺度等离子体团，是太阳系内最大尺度的能量释放活动，也是灾害性空间天气的主要驱动源。当日冕物质抛射到达地球时，对地面和太空的设施造成损坏，产生经济损失。

日冕物质抛射是太阳爆发活动的重要现象，表现为在几分钟至几小时内从太阳大气中向行星际空间抛射出一团日冕物质，使很大范围的日冕受到扰动，从而剧烈地改变日冕的宏观形态和磁场位形。日冕物质抛射的形态多种多样，有环状、泡状、云状、束流状、射线状等，其中以环状最多。典型的环状日冕物质抛射结构通常包括：亮外环（或高密度泡）、被环所包围的低密度腔和腔内的由低密度物质构成的亮核。

日冕物质抛射向外抛出的物质本质上是等离子体云，质量大约几十亿到几百亿吨，速度一般从每秒几十公里直到每秒一千多公里，携带了大量的磁场。喷发出的等离子体云若对着地球方向传播，经过1～4天会到达地球空间，与地球磁场相互作用。同时，当快速日冕物质抛射穿过太阳风时，还会加速其中的粒子，使之成为强且持续时间长的高能粒子源。大多数在地球附近观测到的大的太阳质子事件就来源于此。

日冕物质抛射（CME）是太阳大气中常见的大尺度爆发现象，可在短时间内将大量物质和磁场抛向行星际空间。虽然早年人们在观测日全食的时候就偶然看到过CME的踪迹，但是CME被真正认识和了解，还是在20世纪后半叶日冕仪和空间观测出现之后。在白光日冕仪的图像上，CME由于投影效应等原因展现出多样的形态，如泡状、环状、晕状和扇形等。当它们朝向地球方向时，往往会产生较大的对地效应。CME投影速度从20米每秒到2000千米每秒都有分布，有的甚至高达3500千米每秒。观测数据表明，CME物质外流带来的密度增大一直持续到7个太阳半径处，CME平均质量约为1.6×10^12千克。通过质量和速度估计可得，一个典型的CME具有约10^22~10^27焦耳的动能和势能，与耀斑事件的能量相当。

日冕物质抛射的活动周分布存在明显的半球不对称性，但这种差异主要是由特殊性事件引起的，规律性事件相对次要。由于高纬度和低纬度事件产生源区不同，其南北半球分布不一致，意味着日冕物质抛射的半球分布是纬度分布的函数。在不同的太阳活动周，日冕物质抛射的优势半球、累加趋势和幅度分布存在显著差异，表明日球环境、光球磁场和子午环流等都会影响日冕物质抛射的分布和演化。

发现与命名

日冕是太阳大气（光球、色球和日冕）的最外层，最初只能在日全食时观测到。1930年，法国天文学家李奥发明了日冕仪，它能够通过人为制造“日全食”的方式来观测太阳日冕和日珥的形态和光谱，实现了非日食期间也能对日冕和日珥进行观测。从70年代开始在观测太阳的空间飞行器上放置日冕仪，从而可以在非日全食期观测到几个太阳半径的日冕现象。在日冕中频繁发生的瞬变现象——日冕物质抛射就此被发现了。正是由于日冕仪的发明和空间观测技术的发展，使得日冕物质抛射这一太阳爆发活动现象的发现成为可能。

1973年美国海军实验室的轨道太阳观测台7号卫星（OSO-7）首先观测到一些突如其来的物质抛射使日冕结构发生了突然变化，这种抛射不仅涉及很高的质量和能量，而且发生频繁。随后，高山天文台安装在天空实验室卫星上的日冕仪于1973年5月至1974年2月期间对日冕物质抛射现象进行了首次常规监测。70年代中期，美国的“太阳风”卫星（Solwind P78-1）、太阳峰年卫星（SMM）、国际日地探测卫星（ISEE）3号及西德与美国合作的太阳神卫星（Helios）等积累了大量日冕物质抛射现象的观测资料。90年代以来，日本阳光卫星（Yohkoh）的X射线成像观测和太阳与日球层观测卫星（SOHO）上的大角度分光日冕仪（LASCO）的大视场日冕观测让天文学家对日冕物质抛射现象充满了兴趣。

结构

白光日冕仪观测到的部分日冕物质抛射具有典型的三分量结构，即明亮的外环、环内侧的暗腔和暗腔内的亮核，其中亮核代表高密度成分，通常认为对应爆发的暗条（Illing and Hundhausen，1985）.Hori和Culhane（2002）对50个暗条爆发在微波图像上的运动轨迹进行了分析，发现绝大部分暗条爆发（92%）伴随着CME（Hori and Culhane，2002）.暗条按照所处的区域可分为活动区暗条和宁静区暗条，后者在活动周峰年前后通常在高纬大量出现，这就使得CME日发生率和活动区黑子数之间的相关性减弱（Gopalswamy et al.，2010）.观测表明，部分窄CME与日浪、巨日浪等色球现象存在联系（Liu，2008）.此外CME 源区也存在多种形式的低日冕瞬变现象（Thompson et al.，1998；Ma et al.，2010），如图1所示，在软X射线波段，有时可观测到活动区上方有S型的亮结构形成和爆发（即sigmoid eruption）；在紫外、极紫外波段，可以观测到日面上快速形成和消失的暗区（即coronal dimming），不断增大地拱状环系统（post-eruptive arcades），以及近期的研究热点——极紫外波（EUV wave）。

发生规律

日冕物质抛射的发生频率与太阳活动周所处的阶段相关。粗略的说，在太阳活动周极小年夜，发生率为0.5个/天，极大年为2～5个/天。日冕物质抛射的位置随太阳活动周也存在着变化。在太阳活动周极小年通常出现在赤道附近，而在极大年会分布在较大范围内，有时出现在南北纬60度以内。

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。

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。

理论模型

初始化模型

锥体模型（Zhao et al.， 2002）是常用的CME初始化模型之一，其模型简单，且与CME到达时间观测值相对匹配。在锥体模型中，CME不具备内部磁场，但其输入的大小、速度和位置是由日冕观测值确定的，通常是由日冕仪确定的。

磁通量绳模型是另一种常用的CME触发模型，可以自洽地重现CME的许多观测特性（Manchesteret al.， 2017），不同于锥体模型，磁通量绳模型包括内部磁场，因此不仅可以模拟CME到达地球时的动力学特征，还可以模拟磁场特征. 由于其复杂的性质，需要更多的参数来初始化此类模型，除了初始形状、速度、密度等参数，还包括内部磁场强度、磁通量和通量绳的方向等. 该模型首先由Roussev等（2003）在三维MHD模拟中实现。

Thernisien等（2006）提出一种渐变圆柱壳（Graduated Cylindrical Shell， GCS）模型，广泛应用在观测研究中，可用于研究在日冕仪中观测到的CME 的形态学、位置、动力学，方便解决CME观测中的电子分布问题（Thernisien et al.， 2006，2009，2011）。通过结合三维IN-TVD-MHD模型（Shen Fet al.， 2018），Liu 等（2019）首次建立了基于圆柱壳（GCS）模型的CME通量绳模型，并将其应用于行星际空间中快速CME的传播和偏转等问题的数值模拟。

此外，球状马克模型和等离子体团模型也是近年来流行的CME初始化模型（例如，Chané et al.，2005；Kataoka et al.， 2009；Shen et al.， 2011a，2011b，2012，2013，2014；Zhou et al.， 2012，2014；Zhou andFeng， 2013；Shiota and Kataoka， 2016），与磁通量绳模型类似，这类模型同样具有内部磁场，并需要相关的初始参数，属于简化的磁通量绳模型.HAFv.2模型是一种基于物理学的运动学模型，它与三维MHD模型相结合也可用于研究各种太阳爆发事件，如2010年8月1～4日期间观测到对地CME的行星际演变（Wu et al.，2011），以及2011年3月7日太阳扰动事件中冕洞对内日球层CME形态的影响（Wood et al.，2012）. Liou等（2014）采用该模型研究了2012年7月23日极快的背面CME事件的传播，模型得到的等离子体参数与STEREO-A的观测结果吻合较好. 特别是，Wu 等（2017）用该模型细致模拟了WIND航天器在2011年9月9日观测到的CME，并验证了短时间（约35min）的极密脉冲（峰值约为94 cm−3）与被行星际激波压缩的日球层等离子体片的关联.Aulanier 等（2005，2010）开发了一个新的三维CME爆发模型. 他们提出了用光球层旋转、汇聚和对消运动作为边界条件来创建一个具有环形不稳定性的通量绳并使其向外喷发. 这个模型和耀斑的一些观测现象比较吻合，如耀斑带、耀斑带中的电流（Janvier et al.， 2014）、滑动重联（Janvier etal.， 2013）、通量绳足点的演变（Barczynski et al.，2019）、耀斑重联和通量绳延伸期间的电流变化（Barczynski et al.， 2020）、爆发后的环形收缩和涡流（Zuccarello et al.， 2017）。

源区日冕磁场的重建与模拟

为了刻画真实的CME源区磁场结构，人们通常采用非线性无力场重构方法从光球向量磁图外推出日冕磁场。例如，Jiang等（2011）、Jiang和Feng（2012）在CESE-MHD模型中加入虚拟的摩擦力求解零β的简化MHD方程（β为动压与磁压之比，零β MHD方程即为冷等离子体磁流体力学方程），并对日冕磁场进行重建，该模型被称为CESE-MHD非线性无力场（CESE-MHD-NLFFF）模型（Jiang and feng， 2013；Jiang et al.， 2013，2014a，2014b）. 进一步通过结合CESE-MHD-NLFFF模型和三维时变MHD模拟，Jiang等进行了一系列模拟研究，其中包括NOAA飞行器观测到的2010年10月25日 AR（太阳活动区）11117的三维磁场演化，AR11283中磁绳的形成和爆发，AR 11967中的耀斑爆发前的大尺度电流片，以及 2017年9月6日发生于AR 12 673的X9.3级爆发性耀斑的三维磁拓扑演化（Jiang et al.， 2012，2013，2016，2017，2018）. 他们的模拟可以定量再现三维磁场的基本结构、日冕中的电流片以及提供对太阳耀斑磁机制的解释；通过追踪模拟中重联磁力线足点，他们可以确定磁绳足点的动态边界，所得结果与观测耀斑带的空间位置和时间演化一致.图3展示了模型磁场与耀斑发生前日冕观测特征的对比（Jiang et al.，2018）.Guo等（2019）使用MPI-AMRVAC MHD代码（Keppens et al.， 2012；Xia et al.， 2018），对只有密度、速度和磁场，没有气体压力和重力梯度以及能量方程的简化MHD方程进行求解，开发了一个数据驱动的零β近似的MHD模型。基于SDO向量磁场观测数据并利用磁摩擦方法推导出一个非线性无力场，并将该非线性无力场作为模型触发的初始条件他们针对2010年11月11日观测到的AR11123进行MHD模拟，可以再现磁通量绳的爆发过程.其他将真实的磁场演化模型作为CME触发模型的工作还包括Price 等（2019）、Pomoell等（2019）、Hayashi 等（2018，2019）所做的研究。

传播模拟

考虑到锥体模型使用的方便性，许多CME传播模拟工作使用锥体模型作为CME的初始条件。例如，Odstrcil等（2005）使用三维MHD模型模拟了1997年5月12日的行星际CME事件，分析了在各种稳态和演化背景太阳风环境下传播过程中ICME可能发生的相互作用。 Taktakishvili等（2011）报告了使用WSA-Enlil和锥体模型的组合模型对选定的对地CME事件进行的模拟结果. 他们的模拟结果表明，对于选定的“对地”CME事件，将数值模型与来自日冕仪的观测结果相结合，可以对CME的到达时间给出较为准确的结果. Bain等（2016）也结合WSA-ENLIL和锥体模型讨论了2010年8月和2012年7月激波驱动太阳高能粒子（SEP）事件中激波与其驱动的SEP源之间的磁连接性. Dewey 等（2015）将锥体模型整合到WSAENLIL模型中，模拟了与CME相关的太阳风对水星系统的扰动. 他们的模拟结果表明，模拟结果可以再现MESSENGER（汞 Surface，SpaceENvironment，GEochemistryand Ranging）航天器在2011年3月至2012年12月期间观测到的水星系统太阳风的整体情况，与WSA-ENLIL相比对磁层和外层过程的预测更准确。Pomoell和Poedts（2018）将锥体模型整合到EUHFORIA模型中，模拟了2015年7月17日至29日期间内的CME事件。同时通过结合锥体模型和EUHFORIA模型，Scolini 等（2018）测试了不同的CME形状对模拟结果的影响，模拟结果显示，模型中指定CME形状的所有参数都会对1AU处的模拟结果以及CME对地效应产生明显影响。

磁通量绳模型也被广泛应用。Lionello等（2013）改进了MAS-ENLIL模型，在7Rs内的日冕模型中插入了一个失衡磁通量绳作为CME的触发模型，他们模拟了行星际CME（ICME）从18Rs到1.1 AU的传播过程. 模拟结果表明，改进后的模型可以准确地再现CME的传播过程。通过使用MAS/MASH模型结合改良的Titov-Démoulin（TD）磁通量绳模型（Titov et al.， 2014），Török 等（2018）在日冕—行星际模型中插入了一个稳定的磁通量绳，用来生成与2000年7月14日“巴士底狱日”爆发事件观测特性接近的初始CME，并模拟了CME从太阳附近到地球附近的三维传播特性。

Jin 等（2013）使用Titov-Démoulin（TD）通量绳模型触发CME，并模拟了CR2107期间从NOAA AR11164活动区爆发的快速CME。用1T（单温）和2T（双温：耦合电子和质子）MHD模型对该CME事件进行了模拟. 作者在1T和2T的CME模拟中比较了该快速CME的传播和CME驱动的激波的热力学特征，他们的结果证明了电子热传导与质子激波加热相结合的重要性，以便产生物理上正确的CME结构和CME驱动的激波。

基于AWSoM 日冕模型构建的背景太阳风（Van der Holst et al.， 2014），Jin 等（2016）对2011年2月15日00:04 UT发生的CME事件进行数值模拟，该模拟由不同参数的解析GibsonLow（GL）通量绳模型（Gibson and Low， 1998）触发。他们的模拟结果显示，CME对周围太阳风结构的影响将受到这些结构的磁场强度、它们与源区的距离以及CME与大尺度磁场的相互作用的影响.Jin 等（2017）开发了一个新的数据驱动CME的触发模型，名为EEGGL（Eruptive Event GeneratorGibson-Low），利用来自GONG磁图数据和来自SOHO/LASCO观测的CME速度自动确定GL通量绳参数。通过结合EEGGL 模型和AWSoM太阳风模型（Oran et al.， 2013；Van der Holst et al.， 2014），Jin 等（2017）对2011年3月7日的CME传播进行了全面研究，对CME从色球层到1AU的过程进行了模拟，模拟结果可以重现许多在太阳附近和行星际空间中观测到的特征。

触发机制

磁绳

已知多种机制可触发日冕物质抛射，如各种不稳定性以及包括磁浮现在内的磁场重联过程。不同的触发机制刻画了不同的演化过程，而不同的演化过程却有着一个共性，即日冕物质抛射爆发前磁绳在其自力与背景场束缚力的作用下处于平衡态。磁绳由于某种机制爆发而向上挤压冕环，背景等离子体沿着冕环堆积，。磁绳在爆发初期有着相对较高的电子密度，在白光日冕仪图像上表现为日冕物质抛射亮核，同样拥有较高密度的堆积等离子体则表现为亮前沿，两者之间密度相对较低的区域表现为暗腔，它们共同组成日冕物质抛射的三分量结构。因此，无论是否伴有日珥爆发，日冕物质抛射在爆发早期应该自然具有所谓的“三分量”形态结构。随着爆发过程的进行，磁绳下方电流片内的磁场重联将磁绳周围的磁场转变为磁绳的新生部分，三分量特征可逐渐消失。

磁过程

1997年Low从理论上推出，CMEs是一种磁过程，它使大尺度日冕在11yr活动周里系统地重新形成并导致整体磁场的极性反变，这种看法的中心点是，在演化时标里扭转磁场整个从太阳低层大气上升到日冕，形成盔状冕流的暗腔，当盔状冕流动力学爆发时，堆积在暗腔里的磁场就与日冕物质一起离开日冕形成CMEs，这是老的磁通量离开日冕被属于新活动周的极性相反的磁通量所代替的过程。所以CMEs是日冕磁场重新形成的基本机制。1995年理查德·费曼和Martin统计研究表明，许多CMEs与新浮现出的磁通量有相关性，因而磁重联的新浮现出的磁通量对于触发暗条爆发和CMES可能有很大的帮助。基于观测到的相关性和爆发的磁通量绳模型，Chen和Shibata通过数值模拟提出了新浮现出的磁通量触发CMEs的机制:无论是在暗条通道内还是在暗条通道外，新浮现的磁通量触发磁通量绳使之失去平衡且在磁通量的下面形成电流片；在电流片里的快速磁重联导致CME和尖点型的太阳耀斑或X射线拱环爆发。2002年Chen等人通过事例分析发现，在暗条通道内，即使是很小的新浮现的磁通量也能触发磁通量绳使之失去平衡；而在暗条外，新浮现的磁通量要触发磁通量绳使之失去平衡就需要一个值，这一结果既可以很好地解释为什么CMES不是以耀斑为中心，也为CMEs和耀斑的时间和空间相关性提供了重要线索。在观测上，基于对一组初发于可见日面的CMEs的研究，汪景琇等人!提出，CMEs是某类太阳大尺度结构不稳定性的发生、向外膨胀乃至部分抛入行星际空间的物理过程。这些大尺度结构是太阳磁场的内禀分量，大致可以分为两类:一类是连接太阳南北半球两个活动带的巨磁环，一类是巨暗条及与之相关的大尺度磁场结构。

Maia等人利用SOHO/LASCO日冕仪和Nangay射电日象仪对1996年7月1日的CMEs事件进行观测。这种联合观测能有效地确定初始不稳定性的位置和从CMEs爆发前状态到抛射至日冕及行星际空间的早期演变过程，即把CMEs的触发和早期的演变联系起来.Pick等人也利用SOHO/LASCO日冕仪和Nangay射电日象仪对1996年7月9日的CMES进行了联合观测。结果显示，与CMEs相伴生的射电爆发的时间和空间演变都很复杂并有长寿命连续谱，对射电连续谱时序的分析表明CMES存在不同的相位，它们与不同的重联过程和日冕磁场调整过程伴生。射电源与CMES的位置和范围之间也有很好的空间伴生性，射电连续源的结构和演变与两个环系的接连相互作用有关，这种接连相互作用引起磁重联并导致

日冕大尺度磁场的调整，其中磁重联伴生电子被加速过程1221Maia等人在2003年借助多波段观测，包括SOHO/LASCO（Large-Angle and Spectro-metric Coronagraph）、MDI （Michelson Doppler lmager）、Yohkoh/SXT （Soft X-ray Telescope）成像和Nançay射电频谱的观测，以及运用线性无力场外推近似方法对1999年10月14日事件进行综合研究，结果发现这个涉及多个磁通量系统的复杂的CMEs触发机制和演化是从磁重联电流片到非常大的活动区内的磁连接耦合的结果。

磁裂爆

日冕物质抛射（CME）是太阳爆发的主要现象之一。磁裂爆（Magneticbreakout）是日冕物质抛射的主要触发机制之一，该机制的主要特征是存在发生于高日冕中的磁场重联，不断地减弱限制性磁拱数量，并最终导致内核爆发。最先由Antiochos等提出（Antiochos1998；Antiochosetal.1999），前人对磁裂爆模型做了一些理论模拟和间接的观测分析工作，但直接观测到磁裂爆现象，特别是有关日冕磁裂爆重联的事件极少。

太阳暗条

太阳暗条是太阳色球单色像上的细长形暗条纹，是日珥在日面上的投影。其形成过程涉及太阳上磁场在一定条件下重组转化为暗条磁场的过程，经常伴随着日冕物质抛射的产生，而日冕物质抛射又是空间天气最主要的驱动力。利用高分辨率的太阳观测设备追踪活动区暗条的形成、演化及爆发的完整过程，对于人们进一步理解太阳上磁场的演化和太阳爆发活动的初发机制具有很重要的意义。

剪切运动

具有剪切运动的磁拱模型认为，大的剪切运动发生之后，磁拱不断膨胀上升，当磁剪切超过某临界值时，磁拱最终被打开；但对于单纯的剪切运动，需要足够长的时间来达到临界值。Kurokawa认为观测到的磁剪切大多是缠绕的磁通量浮现的结果，几年前，人们发现磁对消在CME的初始阶段所起的作用可能是不容忽视的。

环向通量

磁绳的整体磁通量由环向磁通和轴向磁通两部分构成, 其中轴向磁通量是研究磁绳起源的重要物理参量, 其变化影响着日冕物质抛射的后续演化，爆发磁绳的环向与轴向磁通的比值反映了磁绳的扭缠程度, 在日冕物质抛射的演化中发挥着重要的作用。

喷流

喷流触发了一个高速的日冕物质抛射并形成了它的内核。这一点和经典的日冕物质抛射模型不同，并且为人们提供了一种探究这两种太阳大气重要爆发现象之间关系的新观点和新思路。然而，我们同时发现，观测到的喷流在旋转运动上有明显的减速行为。这种减速行为可能是由于重联之后仅有较少的自由能残留，或者是由于喷流的角动量传递给了日冕物质抛射。

磁重联

磁重联是宇宙中普遍存在的能量释放过程，如同磁力线“断裂—重联”的剧烈“舞蹈”，可瞬间释放巨大能量，引发太阳耀斑、日冕物质抛射等剧烈活动。而振荡磁重联则是一种特殊模式：磁力线交汇形成的能量聚集区域的电流片，会周期性反转方向，其周期从几十分钟到数小时不等。此前，这一现象曾被观测记录，其成因却未明晰。

环向通量增加

新浮磁流

利用数值模拟的方法，新浮磁流触发CME的物理模型对观测结果进行了物理解释，基于这种模型，不考虑重力和热传导，2.5维的数值模拟的理论结果显示:是否能够触发暗条爆发及CME,取决于新浮流磁通量的大小、浮现的位置以及其磁极走向，并给出了能够触发暗条爆发与不能触发爆发的参数空间、利用2002年和2003年的15个暗条爆发事例以及2002年的44个非爆发事例，对新浮磁流磁通量的大小、浮现的位置以及磁极走向进行了统计研究.结果表明并非所有的新浮磁流都能够使暗条失去平衡，形成CME，统计结果基本上支持了数值模拟的理论结果,这个结果可为空间天气预报研究提供有用的参考信息。

观测与探测

作为太阳的最外层大气，日冕比其内层的色球和光球要暗得多，需要借助日冕仪或者在日全食时才能观测到，同时地球大气的散射和扰动，对日冕观测也有很大干扰.因此直到20世纪七八十年代，CME才随着太空望远镜的发展被首次观测和命名（Hundhausen et al.，1984）.虽然早期的太阳和日球层探测器（Solar and Heliospheric Observatory，简称SOHO）（Domingo et al.，1995）观测到了104量级的CME事件，但其分辨率和视角等因素限制了对CME源区的全面和深入的了解.自2006年以来，日出卫星（Hinode）（Kosugi et al.，2007）、日地关系天文台（Solar Terrestrial Relations Observatory，简称STEREO）（Kaiser et al.，2008）、太阳动力学天文台（Solar 动力学 Observatory，缩写为SDO）（Pesnell et al.，2012）等多颗高分辨率、多视角太阳观测卫星的发射，极大地推动了CME源区研究。

为了减少地球大气散射光的影响，地基日冕仪需要安装在海拔2千米以上的高山上。空间探测技术的发展，帮助我们彻底摆脱了地球大气层的羁绊，能够到太空中观测太阳日冕。在轨运行的天基日冕仪中，以SOHO卫星（1995年12月发射升空）的LASCO日冕仪和STEREO双子星（STEREO-A和STEREO-B）（2006年10月发射升空）的日冕仪最为经典。相比早期的天基日冕仪，LASCO在设计上有了很大改进，采用了超级抛光和镀膜技术，大大减小了仪器的散射光。另外，LASCO采用了三个日冕仪C1、C2、C3的组合方式，仪器的视场和空间分辨率得到了很大提高，总视场内限压到了1.1个太阳半径，外限达到了30个太阳半径。C1在投入使用不久就停止了工作，但C2、C3十多年来拍摄了大量日冕物质抛射事件，为日冕物质抛射现象的研究和监测预报做出了极为突出的贡献。

STEREO双子星上的日冕仪采取了与LASCO类似的技术方案，每颗卫星上各有一台内日冕仪COR1和一台外日冕仪COR2组成。内日冕仪COR1可观测到1.4～4.0个太阳半径处的日冕，外日冕仪COR2可观测到2～15个太阳半径处的日冕。两台高精度的日冕仪组合形成对日冕的宽视场和高空间分辨率的三维立体观测。外日冕仪COR2的时空分辨率为LASCO/C3分辨率的3～5倍。STEREO双子星的日冕仪可以从两个方向观测日冕物质抛射，使人们能借助拍摄到的图像重塑整个物质抛射过程的立体图。最初，STEREO双子星分别位于地球的前方和后方绕太阳公转，目前均已转到了太阳的后方。

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，如太阳黑子、日珥爆发、耀斑等。在一次强太阳风暴中，这些太阳活动现象通常均能观测到。尽管它们之间具体的联系还没有被充分的了解，但现在普遍认为日冕物质抛射和耀斑是由共同的成因造成的，这些现象都是磁场结构大规模变动的结果。

太阳风暴过程是由太阳活动开始，太阳爆发活动通过耀斑爆发和日冕物质抛射等形式向外传递能量和物质（比如全波段的电磁辐射、高能粒子、磁化等离子云等），这些电磁辐射、高能粒子和等离子体物质，在行星际空间传播并且和行星际介质、地磁场相互作用，进而影响到整个日地之间的空间环境，这样一个剧烈的空间天气过程，就被称为太阳风暴。日冕物质抛射指的是太阳上的一团带有磁场的等离子体，脱离太阳的束缚向外抛出的一种现象。耀斑和日冕物质抛射并不一定同时出现。

重大事件

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。

2022年2月15日，欧洲航天局/美国航空航天局的“太阳轨道器”观测卫星见证了一次日冕物质抛射，其从太阳向太空中延伸了数百万英里（1英里约合1.6公里）。

2022年3月29日，太阳活动出现异常，一天之内爆发了17次太阳耀斑，其中包括11次C级小耀斑和6次M级中等耀斑。这些耀斑伴随着日冕物质抛射（CME），表现出太阳表面的剧烈活动。这些异常的太阳活动被风云三号气象卫星E星在轨道上清晰记录下来。所有这些耀斑活动都集中在太阳黑子区域12975。

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。

2024年3月，发生日冕物质抛射（CME）过程。

北京时间2025年11月5日晚间19时19分以及11月6日的清晨06时07分，太阳再次连续爆发两次耀斑，最大强度分别为M7.4和M8.6级，并伴随较为明显的日冕物质抛射（CME）。受此影响，未来三天可能发生较强地磁活动。中国北方大部都有机会看到极光，黑龙江省漠河、新疆、内蒙古自治区等地甚至有机会出现红绿灯鱼复合极光。

价值意义

日冕物质抛射与带电粒子共同作用会对地球及地球卫星产生影响，如会造成卫星芯片击穿、航天器偏离轨道，地球磁场发生变化、通讯受影响，还会影响输电、输油、输气管线系统的安全。日冕物质抛射引发的最直接的空间天气现象就是发生地磁暴。根据历史资料分析，大地磁暴主要是由日冕物质抛射引起的，准确地模拟出日冕物质抛射发生时的方向、宽度、速度，对预报员进行预报帮助很大。科学家们也试图通过观测资料建立精确的日冕物质抛射参数计算模型。2006年以前，科学家们只能根据SOHO卫星的LASCO日冕仪的监测数据反演日冕物质抛射的参数。由于SOHO只是在日地连线的L1点对太阳进行日冕照相，是个二维图，这样建立的模型在准确性上尚显不足。2006年，STEREO上天后，科学家们可以从太阳的两个侧面拍摄日冕物质抛射，从而获得日冕物质抛射的立体结构。此外，STEREO还能拍摄日冕物质抛射在行星际中的传播过程。这些监测资料对预报员们判断日冕物质抛射是否能够到达地球是很有帮助的。空间天气预报人员可以通过监测和预报提前发出预警，采取防御措施降低影响。因此，日冕物质抛射监测对国民经济、社会发展及国家安全都十分重要。