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日冕物質(zhì)拋射（Coronal 質(zhì)量 Ejection，CME），是一種日冕物質(zhì)從太陽日冕層向行星際空間拋射的強(qiáng)烈空間天氣現(xiàn)象。表現(xiàn)為在幾分鐘至幾小時(shí)內(nèi)從太陽向外拋射一團(tuán)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(dòng)，從而劇烈地改變了白光日冕的宏觀形態(tài)和磁場位形。R. Tousey于1973年利用軌道太陽觀測臺(tái)7號(hào)衛(wèi)星（OSO-7）搭載的日冕儀首次觀測到日冕物質(zhì)拋射。

雖然早年人們在觀測日全食的時(shí)候就偶然看到過日冕物質(zhì)拋射的蹤跡，但是日冕物質(zhì)拋射被真正認(rèn)識(shí)和了解，還是在20世紀(jì)后半葉日冕儀和空間觀測出現(xiàn)之后。在白光日冕儀的圖像上，日冕物質(zhì)拋射由于投影效應(yīng)等原因展現(xiàn)出多樣的形態(tài)，如泡狀、環(huán)狀、暈狀和扇形等。當(dāng)它們朝向地球方向時(shí)，往往會(huì)產(chǎn)生較大的對(duì)地效應(yīng)。觀測數(shù)據(jù)表明，日冕物質(zhì)拋射物質(zhì)外流帶來的密度增大一直持續(xù)到7個(gè)太陽半徑處，日冕物質(zhì)拋射平均質(zhì)量約為1.6×10^12千克。通過質(zhì)量和速度估計(jì)可得，一個(gè)典型的日冕物質(zhì)拋射具有約10^22~10^27焦耳的動(dòng)能和勢能，與耀斑事件的能量相當(dāng)。北京時(shí)間2025年11月5日和11月6日，太陽再次耀斑兩連暴，最大強(qiáng)度分別為M74和M8.6級(jí)，并伴隨較為明顯的日冕物質(zhì)拋射。

日冕物質(zhì)拋射對(duì)空間天氣和人類生活有巨大的影響，在行星際空間中傳播時(shí)會(huì)對(duì)周圍環(huán)境產(chǎn)生劇烈的擾動(dòng)。當(dāng)這些裹挾著等離子體的磁場結(jié)構(gòu)到達(dá)地球時(shí)，會(huì)與地磁層相互作用，產(chǎn)生極光，引發(fā)地磁暴、電離層爆等極端空間天氣，會(huì)導(dǎo)致太空中的衛(wèi)星故障和數(shù)據(jù)丟失、損壞航天設(shè)備并威脅宇航員的生命安全；也會(huì)造成地面電力系統(tǒng)崩潰及短波通信中斷，甚至?xí)?duì)輸油管道造成損害。日冕物質(zhì)拋射引起地磁場變化，地磁場的變化誘導(dǎo)人體生物磁場變化，使神經(jīng)內(nèi)分泌系統(tǒng)受到影響，導(dǎo)致心血管疾病等發(fā)生、發(fā)展。

定義

日冕物質(zhì)拋射（CME）是從太陽拋出的大尺度磁化等離子體團(tuán)，攜帶大量磁通量和等離子體進(jìn)入行星際空間。進(jìn)入行星際空問的CME也被稱為行星際CME（簡稱ICME），當(dāng)它朝向地球運(yùn)動(dòng)并傳播至地球附近時(shí)，會(huì)與磁層相互作用產(chǎn)生地磁暴和其他空間天氣現(xiàn)象。

物理特征

日冕物質(zhì)拋射是從太陽拋入行星際空間的大尺度等離子體團(tuán)，是太陽系內(nèi)最大尺度的能量釋放活動(dòng)，也是災(zāi)害性空間天氣的主要驅(qū)動(dòng)源。當(dāng)日冕物質(zhì)拋射到達(dá)地球時(shí)，對(duì)地面和太空的設(shè)施造成損壞，產(chǎn)生經(jīng)濟(jì)損失。

日冕物質(zhì)拋射是太陽爆發(fā)活動(dòng)的重要現(xiàn)象，表現(xiàn)為在幾分鐘至幾小時(shí)內(nèi)從太陽大氣中向行星際空間拋射出一團(tuán)日冕物質(zhì)，使很大范圍的日冕受到擾動(dòng)，從而劇烈地改變?nèi)彰岬暮暧^形態(tài)和磁場位形。日冕物質(zhì)拋射的形態(tài)多種多樣，有環(huán)狀、泡狀、云狀、束流狀、射線狀等，其中以環(huán)狀最多。典型的環(huán)狀日冕物質(zhì)拋射結(jié)構(gòu)通常包括：亮外環(huán)（或高密度泡）、被環(huán)所包圍的低密度腔和腔內(nèi)的由低密度物質(zhì)構(gòu)成的亮核。

日冕物質(zhì)拋射向外拋出的物質(zhì)本質(zhì)上是等離子體云，質(zhì)量大約幾十億到幾百億噸，速度一般從每秒幾十公里直到每秒一千多公里，攜帶了大量的磁場。噴發(fā)出的等離子體云若對(duì)著地球方向傳播，經(jīng)過1～4天會(huì)到達(dá)地球空間，與地球磁場相互作用。同時(shí)，當(dāng)快速日冕物質(zhì)拋射穿過太陽風(fēng)時(shí)，還會(huì)加速其中的粒子，使之成為強(qiáng)且持續(xù)時(shí)間長的高能粒子源。大多數(shù)在地球附近觀測到的大的太陽質(zhì)子事件就來源于此。

日冕物質(zhì)拋射（CME）是太陽大氣中常見的大尺度爆發(fā)現(xiàn)象，可在短時(shí)間內(nèi)將大量物質(zhì)和磁場拋向行星際空間。雖然早年人們在觀測日全食的時(shí)候就偶然看到過CME的蹤跡，但是CME被真正認(rèn)識(shí)和了解，還是在20世紀(jì)后半葉日冕儀和空間觀測出現(xiàn)之后。在白光日冕儀的圖像上，CME由于投影效應(yīng)等原因展現(xiàn)出多樣的形態(tài)，如泡狀、環(huán)狀、暈狀和扇形等。當(dāng)它們朝向地球方向時(shí)，往往會(huì)產(chǎn)生較大的對(duì)地效應(yīng)。CME投影速度從20米每秒到2000千米每秒都有分布，有的甚至高達(dá)3500千米每秒。觀測數(shù)據(jù)表明，CME物質(zhì)外流帶來的密度增大一直持續(xù)到7個(gè)太陽半徑處，CME平均質(zhì)量約為1.6×10^12千克。通過質(zhì)量和速度估計(jì)可得，一個(gè)典型的CME具有約10^22~10^27焦耳的動(dòng)能和勢能，與耀斑事件的能量相當(dāng)。

日冕物質(zhì)拋射的活動(dòng)周分布存在明顯的半球不對(duì)稱性，但這種差異主要是由特殊性事件引起的，規(guī)律性事件相對(duì)次要。由于高緯度和低緯度事件產(chǎn)生源區(qū)不同，其南北半球分布不一致，意味著日冕物質(zhì)拋射的半球分布是緯度分布的函數(shù)。在不同的太陽活動(dòng)周，日冕物質(zhì)拋射的優(yōu)勢半球、累加趨勢和幅度分布存在顯著差異，表明日球環(huán)境、光球磁場和子午環(huán)流等都會(huì)影響日冕物質(zhì)拋射的分布和演化。

發(fā)現(xiàn)與命名

日冕是太陽大氣（光球、色球和日冕）的最外層，最初只能在日全食時(shí)觀測到。1930年，法國天文學(xué)家李?yuàn)W發(fā)明了日冕儀，它能夠通過人為制造“日全食”的方式來觀測太陽日冕和日珥的形態(tài)和光譜，實(shí)現(xiàn)了非日食期間也能對(duì)日冕和日珥進(jìn)行觀測。從70年代開始在觀測太陽的空間飛行器上放置日冕儀，從而可以在非日全食期觀測到幾個(gè)太陽半徑的日冕現(xiàn)象。在日冕中頻繁發(fā)生的瞬變現(xiàn)象——日冕物質(zhì)拋射就此被發(fā)現(xiàn)了。正是由于日冕儀的發(fā)明和空間觀測技術(shù)的發(fā)展，使得日冕物質(zhì)拋射這一太陽爆發(fā)活動(dòng)現(xiàn)象的發(fā)現(xiàn)成為可能。

1973年美國海軍實(shí)驗(yàn)室的軌道太陽觀測臺(tái)7號(hào)衛(wèi)星（OSO-7）首先觀測到一些突如其來的物質(zhì)拋射使日冕結(jié)構(gòu)發(fā)生了突然變化，這種拋射不僅涉及很高的質(zhì)量和能量，而且發(fā)生頻繁。隨后，高山天文臺(tái)安裝在天空實(shí)驗(yàn)室衛(wèi)星上的日冕儀于1973年5月至1974年2月期間對(duì)日冕物質(zhì)拋射現(xiàn)象進(jìn)行了首次常規(guī)監(jiān)測。70年代中期，美國的“太陽風(fēng)”衛(wèi)星（Solwind P78-1）、太陽峰年衛(wèi)星（SMM）、國際日地探測衛(wèi)星（ISEE）3號(hào)及西德與美國合作的太陽神衛(wèi)星（Helios）等積累了大量日冕物質(zhì)拋射現(xiàn)象的觀測資料。90年代以來，日本陽光衛(wèi)星（Yohkoh）的X射線成像觀測和太陽與日球?qū)佑^測衛(wèi)星（SOHO）上的大角度分光日冕儀（LASCO）的大視場日冕觀測讓天文學(xué)家對(duì)日冕物質(zhì)拋射現(xiàn)象充滿了興趣。

結(jié)構(gòu)

白光日冕儀觀測到的部分日冕物質(zhì)拋射具有典型的三分量結(jié)構(gòu)，即明亮的外環(huán)、環(huán)內(nèi)側(cè)的暗腔和暗腔內(nèi)的亮核，其中亮核代表高密度成分，通常認(rèn)為對(duì)應(yīng)爆發(fā)的暗條（Illing and Hundhausen，1985）.Hori和Culhane（2002）對(duì)50個(gè)暗條爆發(fā)在微波圖像上的運(yùn)動(dòng)軌跡進(jìn)行了分析，發(fā)現(xiàn)絕大部分暗條爆發(fā)（92%）伴隨著CME（Hori and Culhane，2002）.暗條按照所處的區(qū)域可分為活動(dòng)區(qū)暗條和寧靜區(qū)暗條，后者在活動(dòng)周峰年前后通常在高緯大量出現(xiàn)，這就使得CME日發(fā)生率和活動(dòng)區(qū)黑子數(shù)之間的相關(guān)性減弱（Gopalswamy et al.，2010）.觀測表明，部分窄CME與日浪、巨日浪等色球現(xiàn)象存在聯(lián)系（Liu，2008）.此外CME 源區(qū)也存在多種形式的低日冕瞬變現(xiàn)象（Thompson et al.，1998；Ma et al.，2010），如圖1所示，在軟X射線波段，有時(shí)可觀測到活動(dòng)區(qū)上方有S型的亮結(jié)構(gòu)形成和爆發(fā)（即sigmoid eruption）；在紫外、極紫外波段，可以觀測到日面上快速形成和消失的暗區(qū)（即coronal dimming），不斷增大地拱狀環(huán)系統(tǒng)（post-eruptive arcades），以及近期的研究熱點(diǎn)——極紫外波（EUV wave）。

發(fā)生規(guī)律

日冕物質(zhì)拋射的發(fā)生頻率與太陽活動(dòng)周所處的階段相關(guān)。粗略的說，在太陽活動(dòng)周極小年夜，發(fā)生率為0.5個(gè)/天，極大年為2～5個(gè)/天。日冕物質(zhì)拋射的位置隨太陽活動(dòng)周也存在著變化。在太陽活動(dòng)周極小年通常出現(xiàn)在赤道附近，而在極大年會(huì)分布在較大范圍內(nèi)，有時(shí)出現(xiàn)在南北緯60度以內(nèi)。

能量釋放

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(dá)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(shí)，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。

由于太陽離地球很近，因此這些能量的釋放就可能對(duì)地球產(chǎn)生嚴(yán)重的影響。已知的包括，對(duì)空間探測和宇航的影響，對(duì)衛(wèi)星運(yùn)行和通訊的影響，對(duì)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(gè)層面。

理論模型

初始化模型

錐體模型（Zhao et al.， 2002）是常用的CME初始化模型之一，其模型簡單，且與CME到達(dá)時(shí)間觀測值相對(duì)匹配。在錐體模型中，CME不具備內(nèi)部磁場，但其輸入的大小、速度和位置是由日冕觀測值確定的，通常是由日冕儀確定的。

磁通量繩模型是另一種常用的CME觸發(fā)模型，可以自洽地重現(xiàn)CME的許多觀測特性（Manchesteret?al.，?2017），?不同于錐體模型，磁通量繩模型包括內(nèi)部磁場，因此不僅可以模擬CME到達(dá)地球時(shí)的動(dòng)力學(xué)特征，還可以模擬磁場特征.?由于其復(fù)雜的性質(zhì)，需要更多的參數(shù)來初始化此類模型，除了初始形狀、速度、密度等參數(shù)，還包括內(nèi)部磁場強(qiáng)度、磁通量和通量繩的方向等.?該模型首先由Roussev等（2003）在三維MHD模擬中實(shí)現(xiàn)。

Thernisien等（2006）提出一種漸變圓柱殼（Graduated?Cylindrical?Shell，?GCS）模型，廣泛應(yīng)用在觀測研究中，可用于研究在日冕儀中觀測到的CME?的形態(tài)學(xué)、位置、動(dòng)力學(xué)，方便解決CME觀測中的電子分布問題（Thernisien?et?al.，?2006，2009，2011）。通過結(jié)合三維IN-TVD-MHD模型（Shen?Fet?al.，?2018），Liu?等（2019）首次建立了基于圓柱殼（GCS）模型的CME通量繩模型，并將其應(yīng)用于行星際空間中快速CME的傳播和偏轉(zhuǎn)等問題的數(shù)值模擬。

此外，球狀馬克模型和等離子體團(tuán)模型也是近年來流行的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），與磁通量繩模型類似，這類模型同樣具有內(nèi)部磁場，并需要相關(guān)的初始參數(shù)，屬于簡化的磁通量繩模型.HAFv.2模型是一種基于物理學(xué)的運(yùn)動(dòng)學(xué)模型，它與三維MHD模型相結(jié)合也可用于研究各種太陽爆發(fā)事件，如2010年8月1～4日期間觀測到對(duì)地CME的行星際演變（Wu ?et ?al.，2011），以及2011年3月7日太陽擾動(dòng)事件中冕洞對(duì)內(nèi)日球層CME形態(tài)的影響（Wood ?et ?al.，2012）.?Liou等（2014）采用該模型研究了2012年7月23日極快的背面CME事件的傳播，模型得到的等離子體參數(shù)與STEREO-A的觀測結(jié)果吻合較好.?特別是，Wu?等（2017）用該模型細(xì)致模擬了WIND航天器在2011年9月9日觀測到的CME，并驗(yàn)證了短時(shí)間（約35min）的極密脈沖（峰值約為94?cm?3）與被行星際激波壓縮的日球?qū)拥入x子體片的關(guān)聯(lián).Aulanier?等（2005，2010）開發(fā)了一個(gè)新的三維CME爆發(fā)模型.?他們提出了用光球層旋轉(zhuǎn)、匯聚和對(duì)消運(yùn)動(dòng)作為邊界條件來創(chuàng)建一個(gè)具有環(huán)形不穩(wěn)定性的通量繩并使其向外噴發(fā).?這個(gè)模型和耀斑的一些觀測現(xiàn)象比較吻合，如耀斑帶、耀斑帶中的電流（Janvier?et?al.，?2014）、滑動(dòng)重聯(lián)（Janvier?etal.，?2013）、通量繩足點(diǎn)的演變（Barczynski?et?al.，2019）、耀斑重聯(lián)和通量繩延伸期間的電流變化（Barczynski?et?al.，?2020）、爆發(fā)后的環(huán)形收縮和渦流（Zuccarello?et?al.，?2017）。

源區(qū)日冕磁場的重建與模擬

為了刻畫真實(shí)的CME源區(qū)磁場結(jié)構(gòu)，人們通常采用非線性無力場重構(gòu)方法從光球向量磁圖外推出日冕磁場。例如，Jiang等（2011）、Jiang和Feng（2012）在CESE-MHD模型中加入虛擬的摩擦力求解零β的簡化MHD方程（β為動(dòng)壓與磁壓之比，零β MHD方程即為冷等離子體磁流體力學(xué)方程），并對(duì)日冕磁場進(jìn)行重建，該模型被稱為CESE-MHD非線性無力場（CESE-MHD-NLFFF）模型（Jiang?and?feng，?2013；Jiang?et?al.，?2013，2014a，2014b）.?進(jìn)一步通過結(jié)合CESE-MHD-NLFFF模型和三維時(shí)變MHD模擬，Jiang等進(jìn)行了一系列模擬研究，其中包括NOAA飛行器觀測到的2010年10月25日?AR（太陽活動(dòng)區(qū)）11117的三維磁場演化，AR11283中磁繩的形成和爆發(fā)，AR 11967中的耀斑爆發(fā)前的大尺度電流片，以及?2017年9月6日發(fā)生于AR 12 673的X9.3級(jí)爆發(fā)性耀斑的三維磁拓?fù)溲莼↗iang ?et ?al.，?2012，2013，2016，2017，2018）.?他們的模擬可以定量再現(xiàn)三維磁場的基本結(jié)構(gòu)、日冕中的電流片以及提供對(duì)太陽耀斑磁機(jī)制的解釋；通過追蹤模擬中重聯(lián)磁力線足點(diǎn)，他們可以確定磁繩足點(diǎn)的動(dòng)態(tài)邊界，所得結(jié)果與觀測耀斑帶的空間位置和時(shí)間演化一致.圖3展示了模型磁場與耀斑發(fā)生前日冕觀測特征的對(duì)比（Jiang?et?al.，2018）.Guo等（2019）使用MPI-AMRVAC?MHD代碼（Keppens?et?al.，?2012；Xia?et?al.，?2018），對(duì)只有密度、速度和磁場，沒有氣體壓力和重力梯度以及能量方程的簡化MHD方程進(jìn)行求解，開發(fā)了一個(gè)數(shù)據(jù)驅(qū)動(dòng)的零β近似的MHD模型。基于SDO向量磁場觀測數(shù)據(jù)并利用磁摩擦方法推導(dǎo)出一個(gè)非線性無力場，并將該非線性無力場作為模型觸發(fā)的初始條件?他們針對(duì)2010年11月11日觀測到的AR11123進(jìn)行MHD模擬，可以再現(xiàn)磁通量繩的爆發(fā)過程.其他將真實(shí)的磁場演化模型作為CME觸發(fā)模型的工作還包括Price?等（2019）、Pomoell等（2019）、Hayashi?等（2018，2019）所做的研究。

傳播模擬

考慮到錐體模型使用的方便性，許多CME傳播模擬工作使用錐體模型作為CME的初始條件。例如，Odstrcil等（2005）使用三維MHD模型模擬了1997年5月12日的行星際CME事件，分析了在各種穩(wěn)態(tài)和演化背景太陽風(fēng)環(huán)境下傳播過程中ICME可能發(fā)生的相互作用。?Taktakishvili等（2011）報(bào)告了使用WSA-Enlil和錐體模型的組合模型對(duì)選定的對(duì)地CME事件進(jìn)行的模擬結(jié)果.?他們的模擬結(jié)果表明，對(duì)于選定的“對(duì)地”CME事件，將數(shù)值模型與來自日冕儀的觀測結(jié)果相結(jié)合，可以對(duì)CME的到達(dá)時(shí)間給出較為準(zhǔn)確的結(jié)果.?Bain等（2016）也結(jié)合WSA-ENLIL和錐體模型討論了2010年8月和2012年7月激波驅(qū)動(dòng)太陽高能粒子（SEP）事件中激波與其驅(qū)動(dòng)的SEP源之間的磁連接性.?Dewey?等（2015）將錐體模型整合到WSAENLIL模型中，模擬了與CME相關(guān)的太陽風(fēng)對(duì)水星系統(tǒng)的擾動(dòng).?他們的模擬結(jié)果表明，模擬結(jié)果可以再現(xiàn)MESSENGER（汞?Surface，SpaceENvironment，GEochemistryand?Ranging）航天器在2011年3月至2012年12月期間觀測到的水星系統(tǒng)太陽風(fēng)的整體情況，與WSA-ENLIL相比對(duì)磁層和外層過程的預(yù)測更準(zhǔn)確。Pomoell和Poedts（2018）將錐體模型整合到EUHFORIA模型中，模擬了2015年7月17日至29日期間內(nèi)的CME事件。?同時(shí)通過結(jié)合錐體模型和EUHFORIA模型，Scolini?等（2018）測試了不同的CME形狀對(duì)模擬結(jié)果的影響，模擬結(jié)果顯示，模型中指定CME形狀的所有參數(shù)都會(huì)對(duì)1AU處的模擬結(jié)果以及CME對(duì)地效應(yīng)產(chǎn)生明顯影響。

磁通量繩模型也被廣泛應(yīng)用。Lionello等（2013）改進(jìn)了MAS-ENLIL模型，在7Rs內(nèi)的日冕模型中插入了一個(gè)失衡磁通量繩作為CME的觸發(fā)模型，他們模擬了行星際CME（ICME）從18Rs到1.1?AU的傳播過程.?模擬結(jié)果表明，改進(jìn)后的模型可以準(zhǔn)確地再現(xiàn)CME的傳播過程。通過使用MAS/MASH模型結(jié)合改良的Titov-Démoulin（TD）磁通量繩模型（Titov?et?al.，?2014），T?r?k?等（2018）在日冕—行星際模型中插入了一個(gè)穩(wěn)定的磁通量繩，用來生成與2000年7月14日“巴士底獄日”爆發(fā)事件觀測特性接近的初始CME，并模擬了CME從太陽附近到地球附近的三維傳播特性。

Jin?等（2013）使用Titov-Démoulin（TD）通量繩模型觸發(fā)CME，并模擬了CR2107期間從NOAA?AR11164活動(dòng)區(qū)爆發(fā)的快速CME。用1T（單溫）和2T（雙溫：耦合電子和質(zhì)子）MHD模型對(duì)該CME事件進(jìn)行了模擬.?作者在1T和2T的CME模擬中比較了該快速CME的傳播和CME驅(qū)動(dòng)的激波的熱力學(xué)特征，他們的結(jié)果證明了電子熱傳導(dǎo)與質(zhì)子激波加熱相結(jié)合的重要性，以便產(chǎn)生物理上正確的CME結(jié)構(gòu)和CME驅(qū)動(dòng)的激波。

基于AWSoM?日冕模型構(gòu)建的背景太陽風(fēng)（Van der?Holst?et?al.，?2014），Jin?等（2016）對(duì)2011年2月15日00:04?UT發(fā)生的CME事件進(jìn)行數(shù)值模擬，該模擬由不同參數(shù)的解析GibsonLow（GL）通量繩模型（Gibson?and?Low，?1998）觸發(fā)。他們的模擬結(jié)果顯示，CME對(duì)周圍太陽風(fēng)結(jié)構(gòu)的影響將受到這些結(jié)構(gòu)的磁場強(qiáng)度、它們與源區(qū)的距離以及CME與大尺度磁場的相互作用的影響.Jin?等（2017）開發(fā)了一個(gè)新的數(shù)據(jù)驅(qū)動(dòng)CME的觸發(fā)模型，名為EEGGL（Eruptive?Event?GeneratorGibson-Low），利用來自GONG磁圖數(shù)據(jù)和來自SOHO/LASCO觀測的CME速度自動(dòng)確定GL通量繩參數(shù)。通過結(jié)合EEGGL?模型和AWSoM太陽風(fēng)模型（Oran?et?al.，?2013；Van?der?Holst?et?al.，?2014），Jin?等（2017）對(duì)2011年3月7日的CME傳播進(jìn)行了全面研究，對(duì)CME從色球層到1AU的過程進(jìn)行了模擬，模擬結(jié)果可以重現(xiàn)許多在太陽附近和行星際空間中觀測到的特征。

觸發(fā)機(jī)制

磁繩

已知多種機(jī)制可觸發(fā)日冕物質(zhì)拋射，如各種不穩(wěn)定性以及包括磁浮現(xiàn)在內(nèi)的磁場重聯(lián)過程。不同的觸發(fā)機(jī)制刻畫了不同的演化過程，而不同的演化過程卻有著一個(gè)共性，即日冕物質(zhì)拋射爆發(fā)前磁繩在其自力與背景場束縛力的作用下處于平衡態(tài)。磁繩由于某種機(jī)制爆發(fā)而向上擠壓冕環(huán)，背景等離子體沿著冕環(huán)堆積，。磁繩在爆發(fā)初期有著相對(duì)較高的電子密度，在白光日冕儀圖像上表現(xiàn)為日冕物質(zhì)拋射亮核，同樣擁有較高密度的堆積等離子體則表現(xiàn)為亮前沿，兩者之間密度相對(duì)較低的區(qū)域表現(xiàn)為暗腔，它們共同組成日冕物質(zhì)拋射的三分量結(jié)構(gòu)。因此，無論是否伴有日珥爆發(fā)，日冕物質(zhì)拋射在爆發(fā)早期應(yīng)該自然具有所謂的“三分量”形態(tài)結(jié)構(gòu)。隨著爆發(fā)過程的進(jìn)行，磁繩下方電流片內(nèi)的磁場重聯(lián)將磁繩周圍的磁場轉(zhuǎn)變?yōu)榇爬K的新生部分，三分量特征可逐漸消失。

磁過程

1997年Low從理論上推出，CMEs是一種磁過程，它使大尺度日冕在11yr活動(dòng)周里系統(tǒng)地重新形成并導(dǎo)致整體磁場的極性反變，這種看法的中心點(diǎn)是，在演化時(shí)標(biāo)里扭轉(zhuǎn)磁場整個(gè)從太陽低層大氣上升到日冕，形成盔狀冕流的暗腔，當(dāng)盔狀冕流動(dòng)力學(xué)爆發(fā)時(shí)，堆積在暗腔里的磁場就與日冕物質(zhì)一起離開日冕形成CMEs，這是老的磁通量離開日冕被屬于新活動(dòng)周的極性相反的磁通量所代替的過程。所以CMEs是日冕磁場重新形成的基本機(jī)制。1995年理查德·費(fèi)曼和Martin統(tǒng)計(jì)研究表明，許多CMEs與新浮現(xiàn)出的磁通量有相關(guān)性，因而磁重聯(lián)的新浮現(xiàn)出的磁通量對(duì)于觸發(fā)暗條爆發(fā)和CMES可能有很大的幫助。基于觀測到的相關(guān)性和爆發(fā)的磁通量繩模型，Chen和Shibata通過數(shù)值模擬提出了新浮現(xiàn)出的磁通量觸發(fā)CMEs的機(jī)制:無論是在暗條通道內(nèi)還是在暗條通道外，新浮現(xiàn)的磁通量觸發(fā)磁通量繩使之失去平衡且在磁通量的下面形成電流片；在電流片里的快速磁重聯(lián)導(dǎo)致CME和尖點(diǎn)型的太陽耀斑或X射線拱環(huán)爆發(fā)。2002年Chen等人通過事例分析發(fā)現(xiàn)，在暗條通道內(nèi)，即使是很小的新浮現(xiàn)的磁通量也能觸發(fā)磁通量繩使之失去平衡；而在暗條外，新浮現(xiàn)的磁通量要觸發(fā)磁通量繩使之失去平衡就需要一個(gè)值，這一結(jié)果既可以很好地解釋為什么CMES不是以耀斑為中心，也為CMEs和耀斑的時(shí)間和空間相關(guān)性提供了重要線索。在觀測上，基于對(duì)一組初發(fā)于可見日面的CMEs的研究，汪景琇等人!提出，CMEs是某類太陽大尺度結(jié)構(gòu)不穩(wěn)定性的發(fā)生、向外膨脹乃至部分拋入行星際空間的物理過程。這些大尺度結(jié)構(gòu)是太陽磁場的內(nèi)稟分量，大致可以分為兩類:一類是連接太陽南北半球兩個(gè)活動(dòng)帶的巨磁環(huán)，一類是巨暗條及與之相關(guān)的大尺度磁場結(jié)構(gòu)。

Maia等人利用SOHO/LASCO日冕儀和Nangay射電日象儀對(duì)1996年7月1日的CMEs事件進(jìn)行觀測。這種聯(lián)合觀測能有效地確定初始不穩(wěn)定性的位置和從CMEs爆發(fā)前狀態(tài)到拋射至日冕及行星際空間的早期演變過程，即把CMEs的觸發(fā)和早期的演變聯(lián)系起來.Pick等人也利用SOHO/LASCO日冕儀和Nangay射電日象儀對(duì)1996年7月9日的CMES進(jìn)行了聯(lián)合觀測。結(jié)果顯示，與CMEs相伴生的射電爆發(fā)的時(shí)間和空間演變都很復(fù)雜并有長壽命連續(xù)譜，對(duì)射電連續(xù)譜時(shí)序的分析表明CMES存在不同的相位，它們與不同的重聯(lián)過程和日冕磁場調(diào)整過程伴生。射電源與CMES的位置和范圍之間也有很好的空間伴生性，射電連續(xù)源的結(jié)構(gòu)和演變與兩個(gè)環(huán)系的接連相互作用有關(guān)，這種接連相互作用引起磁重聯(lián)并導(dǎo)致

日冕大尺度磁場的調(diào)整，其中磁重聯(lián)伴生電子被加速過程1221Maia等人在2003年借助多波段觀測，包括SOHO/LASCO（Large-Angle and Spectro-metric Coronagraph）、MDI （Michelson Doppler lmager）、Yohkoh/SXT （Soft X-ray Telescope）成像和Nan?ay射電頻譜的觀測，以及運(yùn)用線性無力場外推近似方法對(duì)1999年10月14日事件進(jìn)行綜合研究，結(jié)果發(fā)現(xiàn)這個(gè)涉及多個(gè)磁通量系統(tǒng)的復(fù)雜的CMEs觸發(fā)機(jī)制和演化是從磁重聯(lián)電流片到非常大的活動(dòng)區(qū)內(nèi)的磁連接耦合的結(jié)果。

磁裂爆

日冕物質(zhì)拋射（CME）是太陽爆發(fā)的主要現(xiàn)象之一。磁裂爆（Magneticbreakout）是日冕物質(zhì)拋射的主要觸發(fā)機(jī)制之一，該機(jī)制的主要特征是存在發(fā)生于高日冕中的磁場重聯(lián)，不斷地減弱限制性磁拱數(shù)量，并最終導(dǎo)致內(nèi)核爆發(fā)。最先由Antiochos等提出（Antiochos1998；Antiochosetal.1999），前人對(duì)磁裂爆模型做了一些理論模擬和間接的觀測分析工作，但直接觀測到磁裂爆現(xiàn)象，特別是有關(guān)日冕磁裂爆重聯(lián)的事件極少。

太陽暗條

太陽暗條是太陽色球單色像上的細(xì)長形暗條紋，是日珥在日面上的投影。其形成過程涉及太陽上磁場在一定條件下重組轉(zhuǎn)化為暗條磁場的過程，經(jīng)常伴隨著日冕物質(zhì)拋射的產(chǎn)生，而日冕物質(zhì)拋射又是空間天氣最主要的驅(qū)動(dòng)力。利用高分辨率的太陽觀測設(shè)備追蹤活動(dòng)區(qū)暗條的形成、演化及爆發(fā)的完整過程，對(duì)于人們進(jìn)一步理解太陽上磁場的演化和太陽爆發(fā)活動(dòng)的初發(fā)機(jī)制具有很重要的意義。

剪切運(yùn)動(dòng)

具有剪切運(yùn)動(dòng)的磁拱模型認(rèn)為，大的剪切運(yùn)動(dòng)發(fā)生之后，磁拱不斷膨脹上升，當(dāng)磁剪切超過某臨界值時(shí)，磁拱最終被打開；但對(duì)于單純的剪切運(yùn)動(dòng)，需要足夠長的時(shí)間來達(dá)到臨界值。Kurokawa認(rèn)為觀測到的磁剪切大多是纏繞的磁通量浮現(xiàn)的結(jié)果，幾年前，人們發(fā)現(xiàn)磁對(duì)消在CME的初始階段所起的作用可能是不容忽視的。

環(huán)向通量

磁繩的整體磁通量由環(huán)向磁通和軸向磁通兩部分構(gòu)成, 其中軸向磁通量是研究磁繩起源的重要物理參量, 其變化影響著日冕物質(zhì)拋射的后續(xù)演化，爆發(fā)磁繩的環(huán)向與軸向磁通的比值反映了磁繩的扭纏程度, 在日冕物質(zhì)拋射的演化中發(fā)揮著重要的作用。

噴流

噴流觸發(fā)了一個(gè)高速的日冕物質(zhì)拋射并形成了它的內(nèi)核。這一點(diǎn)和經(jīng)典的日冕物質(zhì)拋射模型不同，并且為人們提供了一種探究這兩種太陽大氣重要爆發(fā)現(xiàn)象之間關(guān)系的新觀點(diǎn)和新思路。然而，我們同時(shí)發(fā)現(xiàn)，觀測到的噴流在旋轉(zhuǎn)運(yùn)動(dòng)上有明顯的減速行為。這種減速行為可能是由于重聯(lián)之后僅有較少的自由能殘留，或者是由于噴流的角動(dòng)量傳遞給了日冕物質(zhì)拋射。

磁重聯(lián)

磁重聯(lián)是宇宙中普遍存在的能量釋放過程，如同磁力線“斷裂—重聯(lián)”的劇烈“舞蹈”，可瞬間釋放巨大能量，引發(fā)太陽耀斑、日冕物質(zhì)拋射等劇烈活動(dòng)。而振蕩磁重聯(lián)則是一種特殊模式：磁力線交匯形成的能量聚集區(qū)域的電流片，會(huì)周期性反轉(zhuǎn)方向，其周期從幾十分鐘到數(shù)小時(shí)不等。此前，這一現(xiàn)象曾被觀測記錄，其成因卻未明晰。

環(huán)向通量增加

新浮磁流

利用數(shù)值模擬的方法，新浮磁流觸發(fā)CME的物理模型對(duì)觀測結(jié)果進(jìn)行了物理解釋，基于這種模型，不考慮重力和熱傳導(dǎo)，2.5維的數(shù)值模擬的理論結(jié)果顯示:是否能夠觸發(fā)暗條爆發(fā)及CME,取決于新浮流磁通量的大小、浮現(xiàn)的位置以及其磁極走向，并給出了能夠觸發(fā)暗條爆發(fā)與不能觸發(fā)爆發(fā)的參數(shù)空間、利用2002年和2003年的15個(gè)暗條爆發(fā)事例以及2002年的44個(gè)非爆發(fā)事例，對(duì)新浮磁流磁通量的大小、浮現(xiàn)的位置以及磁極走向進(jìn)行了統(tǒng)計(jì)研究.結(jié)果表明并非所有的新浮磁流都能夠使暗條失去平衡，形成CME，統(tǒng)計(jì)結(jié)果基本上支持了數(shù)值模擬的理論結(jié)果,這個(gè)結(jié)果可為空間天氣預(yù)報(bào)研究提供有用的參考信息。

觀測與探測

作為太陽的最外層大氣，日冕比其內(nèi)層的色球和光球要暗得多，需要借助日冕儀或者在日全食時(shí)才能觀測到，同時(shí)地球大氣的散射和擾動(dòng)，對(duì)日冕觀測也有很大干擾.因此直到20世紀(jì)七八十年代，CME才隨著太空望遠(yuǎn)鏡的發(fā)展被首次觀測和命名（Hundhausen et al.，1984）.雖然早期的太陽和日球層探測器（Solar and Heliospheric Observatory，簡稱SOHO）（Domingo et al.，1995）觀測到了104量級(jí)的CME事件，但其分辨率和視角等因素限制了對(duì)CME源區(qū)的全面和深入的了解.自2006年以來，日出衛(wèi)星（Hinode）（Kosugi et al.，2007）、日地關(guān)系天文臺(tái)（Solar Terrestrial Relations Observatory，簡稱STEREO）（Kaiser et al.，2008）、太陽動(dòng)力學(xué)天文臺(tái)（Solar 動(dòng)力學(xué) Observatory，縮寫為SDO）（Pesnell et al.，2012）等多顆高分辨率、多視角太陽觀測衛(wèi)星的發(fā)射，極大地推動(dòng)了CME源區(qū)研究。

為了減少地球大氣散射光的影響，地基日冕儀需要安裝在海拔2千米以上的高山上。空間探測技術(shù)的發(fā)展，幫助我們徹底擺脫了地球大氣層的羈絆，能夠到太空中觀測太陽日冕。在軌運(yùn)行的天基日冕儀中，以SOHO衛(wèi)星（1995年12月發(fā)射升空）的LASCO日冕儀和STEREO雙子星（STEREO-A和STEREO-B）（2006年10月發(fā)射升空）的日冕儀最為經(jīng)典。相比早期的天基日冕儀，LASCO在設(shè)計(jì)上有了很大改進(jìn)，采用了超級(jí)拋光和鍍膜技術(shù)，大大減小了儀器的散射光。另外，LASCO采用了三個(gè)日冕儀C1、C2、C3的組合方式，儀器的視場和空間分辨率得到了很大提高，總視場內(nèi)限壓到了1.1個(gè)太陽半徑，外限達(dá)到了30個(gè)太陽半徑。C1在投入使用不久就停止了工作，但C2、C3十多年來拍攝了大量日冕物質(zhì)拋射事件，為日冕物質(zhì)拋射現(xiàn)象的研究和監(jiān)測預(yù)報(bào)做出了極為突出的貢獻(xiàn)。

STEREO雙子星上的日冕儀采取了與LASCO類似的技術(shù)方案，每顆衛(wèi)星上各有一臺(tái)內(nèi)日冕儀COR1和一臺(tái)外日冕儀COR2組成。內(nèi)日冕儀COR1可觀測到1.4～4.0個(gè)太陽半徑處的日冕，外日冕儀COR2可觀測到2～15個(gè)太陽半徑處的日冕。兩臺(tái)高精度的日冕儀組合形成對(duì)日冕的寬視場和高空間分辨率的三維立體觀測。外日冕儀COR2的時(shí)空分辨率為LASCO/C3分辨率的3～5倍。STEREO雙子星的日冕儀可以從兩個(gè)方向觀測日冕物質(zhì)拋射，使人們能借助拍攝到的圖像重塑整個(gè)物質(zhì)拋射過程的立體圖。最初，STEREO雙子星分別位于地球的前方和后方繞太陽公轉(zhuǎn)，目前均已轉(zhuǎn)到了太陽的后方。

關(guān)聯(lián)天象

日冕物質(zhì)拋射經(jīng)常與其他的太陽活動(dòng)現(xiàn)象聯(lián)系在一起，如太陽黑子、日珥爆發(fā)、耀斑等。在一次強(qiáng)太陽風(fēng)暴中，這些太陽活動(dòng)現(xiàn)象通常均能觀測到。盡管它們之間具體的聯(lián)系還沒有被充分的了解，但現(xiàn)在普遍認(rèn)為日冕物質(zhì)拋射和耀斑是由共同的成因造成的，這些現(xiàn)象都是磁場結(jié)構(gòu)大規(guī)模變動(dòng)的結(jié)果。

太陽風(fēng)暴過程是由太陽活動(dòng)開始，太陽爆發(fā)活動(dòng)通過耀斑爆發(fā)和日冕物質(zhì)拋射等形式向外傳遞能量和物質(zhì)（比如全波段的電磁輻射、高能粒子、磁化等離子云等），這些電磁輻射、高能粒子和等離子體物質(zhì)，在行星際空間傳播并且和行星際介質(zhì)、地磁場相互作用，進(jìn)而影響到整個(gè)日地之間的空間環(huán)境，這樣一個(gè)劇烈的空間天氣過程，就被稱為太陽風(fēng)暴。日冕物質(zhì)拋射指的是太陽上的一團(tuán)帶有磁場的等離子體，脫離太陽的束縛向外拋出的一種現(xiàn)象。耀斑和日冕物質(zhì)拋射并不一定同時(shí)出現(xiàn)。

重大事件

2021年10月，“太陽對(duì)地球演化和人類文明發(fā)展的作用不可或缺；同時(shí)太陽對(duì)地球的影響也無所不在，主要體現(xiàn)在太陽爆發(fā)產(chǎn)生大量帶電高能粒子，對(duì)地球電磁環(huán)境造成嚴(yán)重破壞，其中尤以太陽黑子、耀斑和日冕物質(zhì)拋射對(duì)地球電磁環(huán)境影響最為顯著。”國家航天局對(duì)地觀測與數(shù)據(jù)中心主任、高分辨率對(duì)地觀測重大專項(xiàng)工程總設(shè)計(jì)師趙堅(jiān)介紹，太陽活動(dòng)周期約11年，當(dāng)前正處于第二十五個(gè)太陽活動(dòng)周期，全世界又進(jìn)入太陽研究新的高峰期。

2022年2月15日，歐洲航天局/美國航空航天局的“太陽軌道器”觀測衛(wèi)星見證了一次日冕物質(zhì)拋射，其從太陽向太空中延伸了數(shù)百萬英里（1英里約合1.6公里）。

2022年3月29日，太陽活動(dòng)出現(xiàn)異常，一天之內(nèi)爆發(fā)了17次太陽耀斑，其中包括11次C級(jí)小耀斑和6次M級(jí)中等耀斑。這些耀斑伴隨著日冕物質(zhì)拋射（CME），表現(xiàn)出太陽表面的劇烈活動(dòng)。這些異常的太陽活動(dòng)被風(fēng)云三號(hào)氣象衛(wèi)星E星在軌道上清晰記錄下來。所有這些耀斑活動(dòng)都集中在太陽黑子區(qū)域12975。

北京時(shí)間2023年4月22日凌晨2點(diǎn)，太陽和日球層觀測臺(tái)（SOHO衛(wèi)星）監(jiān)測到一次伴隨M1.7級(jí)太陽耀斑的全暈日冕物質(zhì)拋射（簡稱CME），CME正是產(chǎn)生這次大地磁暴的直接原因。

2024年3月，發(fā)生日冕物質(zhì)拋射（CME）過程。

北京時(shí)間2025年11月5日晚間19時(shí)19分以及11月6日的清晨06時(shí)07分，太陽再次連續(xù)爆發(fā)兩次耀斑，最大強(qiáng)度分別為M7.4和M8.6級(jí)，并伴隨較為明顯的日冕物質(zhì)拋射（CME）。受此影響，未來三天可能發(fā)生較強(qiáng)地磁活動(dòng)。中國北方大部都有機(jī)會(huì)看到極光，黑龍江省漠河、新疆、內(nèi)蒙古自治區(qū)等地甚至有機(jī)會(huì)出現(xiàn)紅綠燈魚復(fù)合極光。

價(jià)值意義

日冕物質(zhì)拋射與帶電粒子共同作用會(huì)對(duì)地球及地球衛(wèi)星產(chǎn)生影響，如會(huì)造成衛(wèi)星芯片擊穿、航天器偏離軌道，地球磁場發(fā)生變化、通訊受影響，還會(huì)影響輸電、輸油、輸氣管線系統(tǒng)的安全。日冕物質(zhì)拋射引發(fā)的最直接的空間天氣現(xiàn)象就是發(fā)生地磁暴。根據(jù)歷史資料分析，大地磁暴主要是由日冕物質(zhì)拋射引起的，準(zhǔn)確地模擬出日冕物質(zhì)拋射發(fā)生時(shí)的方向、寬度、速度，對(duì)預(yù)報(bào)員進(jìn)行預(yù)報(bào)幫助很大。科學(xué)家們也試圖通過觀測資料建立精確的日冕物質(zhì)拋射參數(shù)計(jì)算模型。2006年以前，科學(xué)家們只能根據(jù)SOHO衛(wèi)星的LASCO日冕儀的監(jiān)測數(shù)據(jù)反演日冕物質(zhì)拋射的參數(shù)。由于SOHO只是在日地連線的L1點(diǎn)對(duì)太陽進(jìn)行日冕照相，是個(gè)二維圖，這樣建立的模型在準(zhǔn)確性上尚顯不足。2006年，STEREO上天后，科學(xué)家們可以從太陽的兩個(gè)側(cè)面拍攝日冕物質(zhì)拋射，從而獲得日冕物質(zhì)拋射的立體結(jié)構(gòu)。此外，STEREO還能拍攝日冕物質(zhì)拋射在行星際中的傳播過程。這些監(jiān)測資料對(duì)預(yù)報(bào)員們判斷日冕物質(zhì)拋射是否能夠到達(dá)地球是很有幫助的。空間天氣預(yù)報(bào)人員可以通過監(jiān)測和預(yù)報(bào)提前發(fā)出預(yù)警，采取防御措施降低影響。因此，日冕物質(zhì)拋射監(jiān)測對(duì)國民經(jīng)濟(jì)、社會(huì)發(fā)展及國家安全都十分重要。