日冕大量抛射

日冕物质抛射（coronal mass ejection，CME）是伴随着日冕从太阳释放物质的明显事件。它们通常出现在日珥的喷发期间，并经常伴随着太阳的耀斑出现。被释放至太阳风中的等离子体可以在日冕的影像中观察到。日冕物质抛射通常与其他形式的太阳活动有关，对这些关系的理论已被广泛接受。日冕物质抛射通常来自太阳的活跃区域，例如与耀斑关系频繁的太阳黑子群。在极大期，太阳每天大约发生三次日冕物质抛射，而在极小期，大约每五天产生一次日冕物质抛射。日冕物质抛射从太阳表面的区域释放出大量的物质与电磁辐射进入太空，包括邻近日冕的称为日珥的区域，或是进入更遥远的行星际空间（行星际日冕物质抛射）。抛射出的物质是磁化等离子体，其主要成分是电子和质子。相较之下，耀斑的速度极快（是电磁辐射），而日冕物质抛射的速度相对较慢 。日冕物质抛射与日冕磁场的巨大变化和干扰有关，通常用白光日冕仪来观察它们。科学的研究已经表明磁重联的现象与日冕物质抛射和耀斑密切相关。在磁流体动力学的理论中，当两个相反的磁场聚集在一起时，磁力线突然的重新排列称为"磁重联"。重联释放出原本储存在磁场张力中的能量。这些磁力线在螺旋结构中被扭曲，有"左旋扭曲"也有"右旋扭曲"。随着太阳磁场的磁力线越来越扭曲，日冕物质抛射似乎是释放正在累积中磁能的"阀门"，日冕物质抛射的螺旋结构就证明了这一点。如果不是每个太阳周期都不断的自我更新，否则，最终将会撕裂太阳自身。在太阳上，磁重联可能发生在太阳的拱圈上（拱圈是一系列紧密依存的磁力线环圈）。这些磁力线迅速的重新连结形成一个较低的环状新拱圈，没有连接到拱圈，还留存在日冕中的部分形成螺旋状的磁场。在这个过程中突然被释放的能量会产生耀斑并释放日冕物质抛射：螺旋磁场及其包含的物质猛烈地向外膨胀，称为日冕物质抛射。这也解释了为什么日冕物质抛射和耀斑通常会从太阳上，磁场比平均要强的多被称为活跃区的活能层域爆发。当抛射的方向是直接朝向地球并到达时，就成为行星际日冕物质抛射（ICME）。伴随着物质旅行的激波会引发地磁风暴，并可能进而破坏地球的磁层，在白天侧的被压缩，夜晚侧则拖出长长的磁尾。当在夜晚侧的磁层磁重联时，会释放出功率达到兆瓦级规模的能量，并且直接回流至地球的高层大气层。太阳高能粒子可以地球磁极周围广大的区域引起特别强烈的极光。在北半球的极光被称为北极光，在南半球的极光称为南极光。日冕物质抛射与来自其它来源的耀斑，可能会干扰无线电传输，并对人造卫星和电力系统等设施造成损害，其结果可能会造成持久和大范围的停电 。释放的高能质子会导致电离层，特别是高纬度的极区，中的自由电子，数量增加。自由电子的增加，特别是在电离层的D层，会增强对无线电波的吸收，引发极帽吸收（Polar Cap Absorption，PCA）事件。在高纬度以及飞机和太空站的人类，有可能暴露在相对更强烈的太阳质子事件。太空人吸收的能量不会因为太空船设计的传统遮罩而减少，如果提供了任何的保护，有可能导致能量吸收微量不均匀事件的变化。典型的日冕物质抛射可能有三种显著特征中的一种获三种全都具备：低电子密度的空腔、致密的核心（日珥，它出现在日冕仪的影像中，像是崁入在这个空腔中的明亮区域），以及一个明亮的前缘。大多数的抛射发生在太阳表面的活跃区域，像是与频繁的耀斑相关的太阳黑子群。这些区域有封闭的磁力线，其中的磁场强度足够大，可以容纳等离子体。这些磁力线必须被打断或削弱，抛出物能从太阳逃逸。然而，日冕物质抛射也可能发生在表面宁静的区域，不过许多这些看似宁静的表面区域在近期内都曾经很活跃。在太阳极小期的期间，日冕物质抛射主要形成于太阳磁赤道的日冕流带；在太阳极大期，日冕物质抛射的来源是在纬度上分布较为平均的活跃区域。以SOHO卫星的LASCO（英语：Large Angle and Spectrometric Coronagraph）在1996年至2003年间的测量为基础，日冕物质抛射的速度从20至3,200 km/s（12至1,988 mi/s），平均速度是 489 km/s（304 mi/s）。这些速度对应于从太阳到地球的平均轨道半径，约13小时至86天（极端值）就会抵达地球，平均是3.5天；抛出的质量平均为1.6×1012千克（3.5×1012磅）。但是因为日冕仪的测量只能提供二维的资料，因此对日冕物质抛射的质量估计值只是最低的极限。抛射的频率取决于太阳周期的阶段：从接近太阳极小期的大约每五天1次，到太阳极大期附近的每天3.5次。 因为日冕仪通常观测不到来自太阳背面的日冕物质喷发，这个值也是最低的极限。以目前对日冕物质抛射运动学的了解，显示抛射从初始前加速开始，其特点是缓慢的上升运动，然后是远离太阳的快速加速期，直到达到恒定的速度。有些气泡状的日冕物质抛射通常是速度最慢的，也缺少这种三阶段的速度变化，而是在整个飞行过程中缓慢而持续的加速。即使有着明确加速阶段的一些日冕物质抛射，前加速阶段也常常不存在，但也可能是未能观测到。日冕物质抛射经常与其他的太阳活动现象联系在一起，最显著的是：日冕物质抛射与这些现象的联系很常见，但是还没有充分了解。例如，日冕物质抛射和耀斑经常是密切相关的，但令人困惑的是，发生在边缘上面的这些事件，经常未能检测到耀斑。大多数微弱的耀斑和日冕物质抛射无关，只有强大的耀斑（M级和更强的）才和日冕物质抛射相关联。有些较弱和较慢的日冕物质抛射发生时，没有任何类似耀斑的现象；现在认为日冕物质抛射和耀斑是由共同的原成因造成的（日冕物质抛射事件加速度的峰值与耀斑辐射之峰值经常是一致的）。一般而言这些现象（包括日冕物质抛射）都被认为是磁场结构大规模变动所衍生的结果；是否造成日冕物质抛射，反映出这个过程的日冕环境（即喷发可以被磁场结构所限制，或者它可以突破而成为太阳风）。起初，假设日冕物质抛射可能是由耀斑爆炸的热量驱动。然而，很快就看出许多日冕物质抛射与耀斑无关，特别是那些在耀斑之前就发生的日冕物质抛射。由于日冕物质抛射在发生在太阳的日冕（以磁能为主），量纲它们的能量来源必须是来自磁能。由于日冕物质抛射的能量非常巨大，它们不太可能由光球中新出现的磁场驱动（然而不能完全排除可能性）。因此，大多数的日冕抛射模型都假设能量已经在日冕的磁场中储存很长的一段时间，然后由于磁场中某种的不稳定或平衡的丧失而突然释放。这些释放的机制是哪一种，目前的观测无法很好的制约这些模式，因而迄今仍然未能达成共识。同样的考量也适用在耀斑，但这种现象可以观察到的特征不同。日冕物质抛射通常在1至5天内就会从太阳抵达地球。在传播过程中，日冕物质抛射会与太阳风和行星际磁场（IMF），产生相互作用。其结果是，慢速的日冕物质抛射会被太阳风加速至接近太阳风的速度，而高速的日冕物质抛射也会减速至接近太阳风的速度。最主要的减速与加速发生在靠近太阳的地方，但是即使在地球轨道之外（超过1天文单位），甚至在火星也可以测量到仍在持续进行；并且，经由尤利西斯号太空船的观测，日冕物质抛射的速度大约超过500 km/s（310 mi/s），最终就会驱动激波。当日冕物质抛射的速度在与太阳风移动的参考系中的速度超过当地的快速磁声波时，就会发生这种状况。使用日冕仪可以直接观察到这种激波。在日冕，还会释出第二型的无线电爆发，它们被认为发生在2r s（太阳半径）以内，也与太阳高能粒子的加速密切相关。1994年11月1日，NASA发射了太空船风，放置在地球轨道的L1 拉格朗日点，做为监测太阳风的仪器；这是全球地球空间科学计划有关行星际的部分。这艘太空船借由自转来得到稳定，搭载了8台仪器，测量热至百万电子伏特（Mev）能量的太阳风粒子，从直流到13MHz的无线电波辐射以及伽马射线。尽管"风"这艘太空船的历史已经超过20年，但它仍然提供有关太阳风最强的时间、角度和能量的解析。仅至2008年以来，就为150多份的出版物做出了贡献。在2006年10月25日，NASA发射了日地关系天文台（Solar Terrestrial Relations Observatory，缩写为STEREO）。这是两艘几乎一模一样的太空船，相隔足够远的距离，因此首度能够在轨道上观测到日冕物质抛射的立体影像，和进行其它太阳活动现像的测量。这两艘太空船分别在地球轨道的前方与后方，与太阳的距离和地球相似。它们之间的距离将会逐渐增加，大约在2010年之后会在轨道上相对的位置上（相距180度）派克太阳探测器 （Parker Solar Probe）于2018年8月12日发射，用以测量加速和传输高能粒子的机制，也就是太阳风的起源。推测是有纪录以来最大的地磁扰动，与1959年9月1日第一次观测到的太阳耀斑吻合；由次产生的1859年太阳风暴现在被称为卡灵顿事件。肉眼就可以看见这次的耀斑和相关联的太阳黑子（耀斑本身和在太阳面上的投影结合成太阳盘面上明亮的斑点），并且耀斑被英国天文学家理查·卡灵顿和R. Hodgson分别独立观测到。地磁风暴是在邱园从磁像仪的记录观测到。同一个仪器记录到一个"钩针"，这是软X射线通过地球电离层时造成的暂态扰动。因为这发生在威廉·伦琴发现X射线和奥利弗·亥维赛与亚瑟·肯乃利（英语：Arthur E. Kennelly）辨识出电离层之前，因此在当时对此现象难以理解。这次的风暴摧毁了一部分新近创建的美国电报网络，并引发火灾，因而震惊了一些电报营运商。1953至1960年间，太平洋天文协会收集了新的观测和历史记录，并收录在年度摘要中。在1971年12月14日，海军研究实验室（英语：Naval Research Laboratory）的图西（R. Tousey，1973年） 在轨道太阳天文台-7（英语：SOS-7） 首次检测到日冕物质抛射（CME）。发现的影像（256 X 256图元）是先在次级电子传导（SEC）摄像管上成像，经过数字化成7位元后，转移到电脑仪器上。然后，使用简单的运行长度编码方案对其进行压缩，并以每秒200比特的速度将其发送到地面。在那个年代，一幅完整、未压缩的图象需要44分钟才能传送到地面。这个遥测装置被送到地面的支援设备（GSE），将影像建立在宝丽来印刷成像。大卫·罗伯茨是在NRL工作的电子技术员，负责测试SEC摄像管相机，并负责日常的操作。因为影像的某些部分比正常情况亮得多，他认为是他的相机坏了。但在下一张影像中，明亮的区域已经远离了太阳，他立刻意识到这很不寻常，并将这些影像带给他的主管，Guenter（英语：Guenter Brueckner）博士，然后给太阳物理学分院的主管，图西博士。 早期观测到的"日冕瞬变"或是在日食期间观测到的现象，现在被认为在本质上是一样的。在1989年3月9日发生的日冕物质抛射，是一场袭击地球的严重地磁风暴。它使短波无线电受到干扰和造成加拿大魁北克的大停电。2010年8月1日，在第24太阳周期中，哈佛-史密松天体物理中心（CfA）的科学家观测到来自太阳朝向地球这一面一系列的4个日冕物质抛射。最初的一个日冕物质抛射是由8月1日的一次喷发引起的，喷发的区域是NOAA的1092活能层。这个区域够大，无需使用太阳望远镜对准就能看见。三天后，此一事件在地球上产生了引人注目的极光。在2012年7月23日，发生了大规模、具有潜在破坏性，但错过了地球的超级太阳风暴（太阳耀斑、日冕物质抛射、太阳EMP）。许多科学家认为，此一事件的强度与卡灵顿事件同一等级。在2012年8月31日，一次与地球磁场环境或磁层有关的日冕物质抛射，造成9月3日出现炫丽的极光。地磁风暴在NOAA的太空气象预报中心（英语：Space Weather Prediction Center）的地磁扰动规模达到G2（Kp = 6）的水准。在2014年10月14日， 欧洲空间局（ESA）观测太阳的PROBA2（英语：PROBA-2）、ESA/NASA的SOHO、和太阳动力学天文台都拍摄到一个行星际日冕物质抛射（ICME）离开太阳；STEREO-A直接观测到其在7011149597870700000♠1 AU造成的影响；欧洲空间局的 金星快车也搜集到资料。这个日冕物质抛射在10月17日抵达火星，也被"火星特快车"、MAVEN、2001火星奥德赛号和火星科学实验室观测到。在10月22日，距离7011463753399170000♠3.1 AU处，它抵达与太阳和火星完美对齐的楚留莫夫－格拉希门克彗星，也被罗塞塔号观测到。在11月12日，距离7012148101891993000♠9.9 AU处，被在土星的卡西尼号观测到。在这个日冕物质抛射喷发3个月后，接近冥王星的新视野号可能也在7012472729271412000♠31.6 AU处侦测到它。在喷发17个月之后，航海家2号的资料可以解释为这个日冕物质抛射的通过。好奇号漫游者的辐射评估探测器（英语：Curiosity (rover)）、2001火星奥德赛号、罗塞塔号和卡西尼号都显示，随着日冕物质抛射气泡的通过，星系宇宙射线（Forbush decrease（英语：Forbush decrease））都突然减少。根据预测科学公司的物理学家皮特·莱利（Pete Riley）在2012年发表的一份报告，在2012年至2022年这10年间，地球遭受卡林顿级风暴袭击的概率是12%。在其它恒星上观察到少量的星冕物质抛射，截至2016年 (2016-Missing required parameter 1=month!)发现的所有恒星都是红矮星。这些都是通过光谱学检测到的，最常见的是通过研究巴耳末线：由于多普勒频移，向观测者而来的谱线在蓝色翼上导致不队称的外形。这种吸收出现在恒星圆盘（比周围物质的温度低）时会被增强，当它辐射至圆盘外时，可以被观测到。 星冕物质抛射的投影速度从≈84至5,800 km/s（52至3,600 mi/s）。与太阳的活动来比较，其他恒星上的星冕物质抛射活动似乎并不是很普遍。在麦可·克莱顿的长篇小说刚果中，太阳物质抛射打断了刚果研究小组的电脑将资料经由卫星传回休斯顿的传输作业。第二型的无线电辐射是1996年，完美艺术团体假情报的记录和展览，用来布置看台和通道的“星门”LP和CD的主题（参见假情报 (艺术和音乐计划)条目）。特别巨大的日冕物质抛射出现在《亚特兰提斯》剧情的《星门的回响》中。太阳活动 · 太阳天文学 · 太阳发电机 · 太阳望远镜 · 日食 · 太阳光 · 太阳辐射 · 太阳能 · 太阳物理学 · 太阳日 · 太阳系 · 太阳常数 · 太阳中微子问题 · 中微子振荡 · 蒙德极小期 · 太阳星云 · 太阳系的形成和演化 · 日震学 · 标准太阳模型地球 · 地磁场 · 极光 · 极风 · 大气环流 · 喷射气流电离层 · 等离子体层 · 磁层 · 磁层顶 · 磁层质点运动（英语：Magnetosphere particle motion） · 环状电流 · 范艾伦辐射带 · 白克兰电流 · 磁层鞘 · 磁层年表（英语：Magnetosphere chronology）列表（英语：List of satellites which have provided data on Earth's magnetosphere） · GEOTAIL（英语：Geotail） · WIND（英语：WIND (spacecraft)） · 极地（英语：Polar (satellite)） · IMAGE（英语：IMAGE） · 束群（英语：Cluster II (spacecraft)） · 双星计划 · 范艾伦探测器 · THEMIS（英语：THEMIS） · MMS（英语：Magnetospheric Multiscale Mission）（2015年）高频主动式极光研究项目 · 南半球极光雷达实验 · 超级双重极光雷达网络水星 · 木星 · 甘尼米德 · 土星 · 天王星 · 海王星行星环 （木星环 · 土星环 · 天王星环 · 海王星环） · 气体环 · 流量管