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在紫外線觀察太陽看見的日冕物質拋射。
日冕物質拋射（CME）是從太陽的日冕層拋射出來的物質，通常可以使用日冕儀在白光下觀察到。
拋射出來的物質主要是電子和質子組成的電漿（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。
第一次偵測到日冕物質拋射是R. Tousey (1973)在1971年12月14日第七次的太陽軌道觀測（SOS-7）[1]
最大的地磁擾動是在1859年第一次被理查德·克裏斯托弗·卡靈頓觀察到的耀斑，據推測是源於有記錄以來的一次日冕物質拋射引起的。那次閃焰所引發的磁暴被倫敦西郊國立植物園的地磁強度儀觀測和記錄。
當拋射物抵達地球時被稱為行星際日冕物質拋射，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。當在背日面的磁層重連結時，它創造出數兆瓦特能量，從地球後方傾入上層大氣。此過程造成特別強的極光（常出現在北極的稱北極光，在南極則稱南極光）。日冕物質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），並對人造衛星和電力傳輸線造成損害。
物理特性[]
1999年日全食時的日冕。因在太陽極大期之前不久，輻射向四面八方傳播。攝影：Luc Viatour
2006年日全食時的日冕。因在太陽極小期之前不久，輻射主要在太陽的赤道平面上向外傳播。攝影：Ralf Künnemann
典型的日冕物質拋射結構可以分成三部分，包含一個低電子密度洞、嵌入在洞內高密度的核（主體，在日冕儀的影像中呈現明亮的區域）、和一個明亮的前沿。其結構明顯，但是許多的日冕物質拋射都欠缺其中一項元素，或甚至三項都沒有。
大多數的日冕物質拋射都來自活動區（黑子群與經常伴隨的閃焰）。這些區域的磁力線是封閉的，磁場的力量大到足以抑制電漿活動；日冕物質拋射必需打開這些磁力線──至少也要局部的──才能逃逸至太空。有時日冕物質拋射也會來自太陽寧靜的區域（雖然在許多情況下安靜的區域在最近曾活躍過）。在太陽極小期，日冕物質拋射主要出現在太陽磁赤道的日冕環流帶中，在太陽極大期時則來自活動區，在緯度的分佈上是較均勻。
日冕物質拋射的速度範圍從20公里秒-1至2,700公里秒-1，平均速度是489公里秒-1（依據SOHO的LASCO在1996年至2003年測量）。以日冕儀的影像為基礎的平均質量為1.6×1015克。由於日冕儀的影像的測量本質是二維空間，因此這只是質量下限。拋射的頻率與太陽週期有關：從太陽極小期的隔天一次到太陽極大期的每天5至6次。這些數值也是下限，因為在太陽背向地球那一側的日冕物質拋射是不可能被日冕儀偵測到的。
目前所知的日冕物質拋射的運動學顯示，日冕物質拋射在開始前期加速度的特徵是緩慢的上升運動，隨後的期間以很快的加速度脫離太陽，直到達到接近恆定的速度。有些像「氣球」（通常是速度最慢的）的日冕物質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的加速。相同的是，日冕物質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）。
與其他太陽現象的關聯[]
日冕物質拋射經常與其他的太陽活動現象聯繫在一起，值得注意的有：
- 耀斑
- 日珥爆發和X射線纏繞（sigmoid）
- 日冕昏暗（在太陽表面長時期的亮度衰減）
- 極紫外影像望遠鏡（EIT）和莫爾頓波
- 日冕波動（來自噴發地點的明亮擴散前緣）
- 駐地噴發拱（post-eruptive arcades）
日冕物質拋射與這些現象的聯繫是很普通的，但是還沒有被充分的了解。例如，日冕物質拋射和閃焰最初被認為是直接相關聯的，閃焰驅動著日冕物質拋射，但是只有60%的閃焰（M極和更強的）才和日冕物質拋射有關聯[2] ；相似的，許多日冕物質拋射與閃焰無關。現在認為日冕物質拋射和閃焰是由共同的原成因造成的（日冕物質拋射加速度的峰值與閃焰輻射的峰值經常是一致的）。一般而言這些現象（包括日冕物質拋射）都被認為是磁場結構大規模變動的結果。
日冕物質拋射的模式[]
起初，認為日冕物質拋射被爆發閃焰的熱所驅動，但是很明顯的有許多日冕物質拋射並未與閃焰聯繫在一起，並且日冕物質拋射幾乎都是在閃焰出現之前就已開始。由於日冕物質拋射發生在太陽的日冕（由磁能主導）之中，其能量來源一定在磁場中。只有閃焰能提供足夠的熱能驅動日冕物質拋射，而且無論如何閃焰也是從磁場中獲得能量。
因為日冕物質拋射的能量是如此的高，它不太可能由光球中湧現的磁場能量直接來驅動（雖然這還是其中的一種可能），因此多數日冕物質拋射模型都假設儲存在日冕磁場內的能量在一段穩定的時期後，因為一些磁場中因不穩定或是失去平衡而突然被釋放出來。目前對於釋放的正確機制仍沒有一致見解，而且目前的觀測也不足以對這些模型做適當的規範。
行星際的日冕物質拋射[]
日冕物質拋射通常在1至5天內就會從太陽抵達地球。在傳播過程中日冕物質拋射會與太陽風和行星際磁場產生交互作用。其結果是，慢速的日冕物質拋射會被太陽風加速至接近太陽風的速度，而快速（速度超過500公里秒-1）的日冕物質拋射則會產生震波。這些震波發生在日冕物質拋射的速度在太陽風的框架內移動的速度比當地的磁聲波快的地區，這些震波層經被日冕儀直接觀測到[3]。在日冕同時會釋放出第二型的無線電爆發，它們的形成有時低於2Rs（太陽半徑），它們也與太陽高能粒子的加速有關。[4]
STEREO任務[]
在2006年10月25日，NASA發射了STEREO衛星，兩艘機乎一模一樣的太空船，相隔開足夠遠的距離，因此能夠在軌道上觀測到日冕物質拋射的立體影像，和進行其它太陽活動現像的測量。這兩艘太空船各在地球前方與後方，與太陽的距離和地球相似。它們之間的距離將會逐漸的增加，大約在4年之後會在軌道上相對的位置上（相距180度）[5]。
大眾文化[]
在邁克爾克萊頓的長篇小說剛果中，太陽質量拋射打斷了剛果研究小組的電腦將資料從衛星傳回休斯頓的傳輸作業。第二型的無線電輻射是1996年，完美藝術團體假情報的記錄和展覽，用來佈置看台和通道的「星門」LP和CD的主題（參考假情報 (藝術和音樂計畫)條目）。
他也出現在亞特蘭提斯劇情的星門的迴響中，這是特別巨大的日冕物質拋射。
相關條目[]
參考資料[]
- ↑ R.A.Howard, A Historical Perspective on Coronal Mass Ejections
- ↑ Andrews, M. D., A search for CMEs associated with big flares, in Solar Physics, 218, p 261-279, 2003
- ↑ Vourlidas, A., Wu, S.T., Wang, A. H., Subramanian, P., Howard, R. A. "Direct Detection of a Coronal Mass Ejection-Associated Shock in Large Angle and Spectrometric Coronagraph Experiment White-Light Images" in the "Astrophysical Journal", 598, 2, 1392-1402, 2003
- ↑ Manchester, W. B., IV, T. I. Gombosi, D. L. De Zeeuw, I. V. Sokolov, ;, oussev I., I., K. G. owell, J. Kóta, G. Tóth, and T. H. Zurbuchen 2005a Coronal Mass Ejection Shock and Sheath Structures Relevant to Particle Acceleration. The Astrophysical Journal, Volume 622, Issue 2, pp. 1225-1239. 622 2: 1225-1239.
- ↑ Spacecraft go to film Sun in 3D BBC news, 2006-10-26
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