Mixing
日冕物質抛射
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播放媒体這段影片顯示與日冕物質拋射衝擊有關的粒子在地球周圍的流動。
| 太陽物理學 |
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现象 |
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日冕物質拋射（coronal mass ejection，CME）是伴隨著日冕磁場從太陽釋放物質的明顯事件。它們通常出現在日珥的噴發期間，並經常伴隨著太陽的閃焰出現。被釋放至太陽風中的電漿可以在日冕的影像中觀察到[1][2][3]。
日冕物質拋射通常與其他形式的太陽活動有關，對這些關係的理論已被廣泛接受。日冕物質拋射通常來自太陽的活躍區域，例如與閃焰關係頻繁的太陽黑子群。在極大期，太陽每天大約發生三次日冕物質拋射，而在極小期，大約每五天產生一次日冕物質拋射[4]。
目录
1 敘述
2 起因
3 對地球的衝擊
4 物理性質
5 與其它太陽現象的關聯
6 理論模型
7 行星際日冕物質拋射
8 相關的太陽觀測
8.1 NASA的任務：Wind
8.2 NASA的任務：STEREO
8.3 NASA的任務：Parker Solar Probe
9 大眾文化
10 相關條目
11 參考資料
12 進階讀物
13 外部連結
敘述
播放媒体電腦模擬日冕物質拋射在通過金星之後抵達地球，並探索它如何驅動地球的風和海洋。
從太陽表面活躍區升起了弧。
日冕物質拋射從太陽表面的區域釋放出大量的物質與電磁輻射進入太空，包括鄰近日冕的稱為日珥的區域，或是進入更遙遠的行星際空間（行星際日冕物質拋射）。拋射出的物質是磁化電漿，其主要成分是電子和質子。相較之下，閃焰的速度極快（是電磁輻射），而日冕物質拋射的速度相對較慢
[5]。
日冕物質拋射與日冕磁場的巨大變化和干擾有關，通常用白光日冕儀來觀察它們。
起因
科學的研究[6][7]已經表明磁重聯的現象與日冕物質拋射和閃焰密切相關。在磁流體動力學的理論中，當兩個相反的磁場聚集在一起時，磁力線突然的重新排列稱為"磁重聯"。重聯釋放出原本儲存在磁場張力中的能量。這些磁力線在螺旋結構中被扭曲，有"左旋扭曲"也有"右旋扭曲"。隨著太陽磁場的磁力線越來越扭曲，日冕物質拋射似乎是釋放正在累積中磁能的"閥門"，日冕物質拋射的螺旋結構就證明了這一點。如果不是每個太陽週期都不斷的自我更新，否則，最終將會撕裂太陽自身[8]。
在太陽上，磁重聯可能發生在太陽的拱圈上（拱圈是一系列緊密依存的磁力線環圈）。這些磁力線迅速的重新連結形成一個較低的環狀新拱圈，沒有連接到拱圈，還留存在日冕中的部份形成螺旋狀的磁場。在這個過程中突然被釋放的能量會產生閃焰並釋放日冕物質拋射：螺旋磁場及其包含的物質猛烈地向外膨脹，稱為日冕物質拋射[9]。這也解釋了為什麼日冕物質拋射和閃焰通常會從太陽上磁場比平均要強的多，被稱為活躍區的活動區域爆發。
2012年10月8日清晨，跨越魁北克和安大略的極光。
對地球的衝擊
當拋射的方向是直接朝向地球並到達時，就成為行星際日冕物質拋射（ICME）。伴隨著物質旅行的激波會引發地磁風暴，並可能進而破壞地球的磁層，在白天側的被壓縮，夜晚側則拖出長長的磁尾。當在夜晚側的磁層磁重聯時，會釋放出功率達到兆瓦級規模的能量，並且直接回流至地球的高層大氣層。
太陽高能粒子可以地球磁極周圍廣大的區域引起特別強烈的極光。在北半球的極光被稱為南極光，在南半球的極光稱為南極光。日冕物質拋射與來自其它來源的閃焰，可能會干擾無線電傳輸，並對人造衛星和電力系統等設施造成損害，其結果可能會造成持久和大範圍的停電 [10][11]。
釋放的高能質子會導致電離層，特別是高緯度的極區，中的自由電子，數量增加。自由電子的增加，特別是在電離層的D層，會增強對無線電波的吸收，引發極帽吸收（Polar Cap Absorption，PCA）事件。
在高緯度以及飛機和太空站的人類，有可能暴露在相對更強烈的太陽質子事件。太空人吸收的能量不會因為太空船設計的傳統遮罩而減少，如果提供了任何的保護，有可能導致能量吸收微量不均勻事件的變化。[來源請求]
物理性質
播放媒体一系列在2010年8月初日冕物質拋射的一系列影片。
播放媒体這段影片也兩種模型。一種適合2006年的日冕物質拋射，第二種驗證了像1859年卡靈頓事件那種等級的日冕物質拋射結果。
典型的日冕物質拋射可能有三種顯著特徵中的一種獲三種全都具備：低電子密度的空腔、緻密的核心（日珥，它出現在日冕儀的影像中，像是崁入在這個空腔中的明亮區域），以及一個明亮的前緣。
大多數的拋射發生在太陽表面的活躍區域，像是與頻繁的閃焰相關的太陽黑子群。這些區域有封閉的磁力線，其中的磁場強度足夠大，可以容納電漿。這些磁力線必須被打斷或削弱，拋出物能從太陽逃逸。然而，日冕物質拋射也可能發生在表面寧靜的區域，不過許多這些看似寧靜的表面區域在近期內都曾經很活躍。在太陽極小期的期間，日冕物質拋射主要形成於太陽磁赤道的日冕流帶；在太陽極大期，日冕物質拋射的來源是在緯度上分布較為平均的活躍區域。
以SOHO衛星的LASCO在1996年至2003年間的測量為基礎，日冕物質拋射的速度從20至3,200 km/s（12至1,988 mi/s），平均速度是 489 km/s（304 mi/s）。這些速度對應於從太陽到地球的平均軌道半徑，約13小時至86天（極端值）就會抵達地球，平均是3.5天；拋出的質量平均為1.6×1012公斤（3.5×1012磅）。但是因為日冕儀的測量只能提供二維的資料，因此對日冕物質拋射的質量估計值只是最低的極限。拋射的頻率取決於太陽週期的階段：從接近太陽極小期的大約每五天1次，到太陽極大期附近的每天3.5次[12]。 因為日冕儀通常觀測不到來自太陽背面的日冕物質噴發，這個值也是最低的極限。
以目前對日冕物質拋射運動學的了解，顯示拋射從初始前加速開始，其特點是緩慢的上升運動，然後是遠離太陽的快速加速期，直到達到恆定的速度。有些氣泡狀的日冕物質拋射通常是速度最慢的，也缺少這種三階段的速度變化，而是在整個飛行過程中緩慢而持續的加速。即使有著明確加速階段的一些日冕物質拋射，前加速階段也常常不存在，但也可能是未能觀測到。
與其它太陽現象的關聯
播放媒体一段日珥正在發展階段的影片。
日冕物質拋射經常與其他的太陽活動現象聯繫在一起，最顯著的是：
- 閃焰
- 日珥爆發和X射線纏繞[13]
- 日冕昏暗（在太陽表面長時期的亮度衰減）
- 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很常見，但是還沒有充分了解。例如，日冕物質拋射和閃焰經常是密切相關的，但令人困惑的是，發生在邊緣上面的這些事件，經常未能檢測到閃焰。大多數微弱的閃焰和日冕物質拋射無關，只有強大的閃焰（M級和更強的）才和日冕物質拋射相關聯。有些較弱和較慢的日冕物質拋射發生時，沒有任何類似閃焰的現象[14]；現在認為日冕物質拋射和閃焰是由共同的原成因造成的（日冕物質拋射事件加速度的峰值與閃焰輻射之峰值經常是一致的）。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所衍生的結果；是否造成日冕物質拋射，反映出這個過程的日冕環境（即噴發可以被磁場結構所限制，或者它可以突破而成為太陽風）。
理論模型
起初，假設日面物質拋射可能是由閃焰爆炸的熱量驅動。然而，很快就看出許多日冕物質拋射與閃焰無關，特別是那些在閃焰之前就發生的日冕物質拋射。由於日冕物質拋射在發生在太陽的日冕（以磁能為主），因次它們的能量來源必須是來自磁能。
由於日冕物質拋射的能量非常巨大，它們不太可能由光球中新出現的磁場驅動（然而不能完全排除可能性）。因此，大多數的日冕拋射模型都假設能量已經在日冕的磁場中儲存很長的一段時間，然後由於磁場中某種的不穩定或平衡的喪失而突然釋放。這些釋放的機制是哪一種，目前的觀測無法很好的制約這些模式，因而迄今仍然未能達成共識。同樣的考量也適用在閃焰，但這種現象可以觀察到的特徵不同[來源請求]。
行星際日冕物質拋射
日冕物質拋射穿越行星際空間，朝向日球層頂移動的圖解。
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（IMF），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，而高速的日冕物質拋射也會減速至接近太陽風的速度[15]。最主要的減速與加速發生在靠近太陽的地方，但是即使在地球軌道之外（超過1天文單位），甚至在火星也可以測量到仍在持續進行[16]；並且，經由尤利西斯號太空船的觀測[17]，日冕物質拋射的速度大約超過500 km/s（310 mi/s），最終就會驅動震波[18]。當日冕物質拋射的速度在與太陽風移動的參考框架中的速度超過當地的快速磁聲波時，就會發生這種狀況。使用日冕儀可以直接觀察到這種震波[19]。在日冕，還會釋出第二型的無線電爆發，它們被認為發生在2r s（太陽半徑）以內，也與太陽高能粒子的加速密切相關[20]。
相關的太陽觀測
NASA的任務：Wind
NASA的任務：STEREO
在2006年10月25日，NASA發射了STEREO衛星，兩艘幾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增加，大約在4年之後會在軌道上相對的位置上（相距180度）[21]。
NASA的任務：Parker Solar Probe
大眾文化
在麥可·克萊頓的長篇小說剛果中，太陽物質拋射打斷了剛果研究小組的電腦將資料經由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（參见假情報 (藝術和音樂計畫)條目）。
特別巨大的日冕物質拋射出現在《亞特蘭提斯》劇情的《星門的迴響》中。
相關條目
- 日冕物質拋射列表
- 太陽風暴列表
- 閃焰
- 磁暴
- 磁化雲
- 太空天氣
- Forbush decrease
- Health threat from cosmic rays
- K-指標
- 軌道太陽天文台
- 太陽和太陽風層探測器
參考資料
^ Christian, Eric R. Coronal Mass Ejections. NASA/Goddard Space Flight Center. 5 March 2012 [9 July 2013].
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^ Scientists unlock the secrets of exploding plasma clouds on the sun. Eurekalert.org (American Physical Society). 8 November 2010 [7 July 2016].
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^ Spacecraft go to film Sun in 3D BBC news, 2006-10-26
進階讀物
- 書籍
Gopalswamy, Natchimuthukonar; Mewaldt, Richard A.; Torsti, Jarmo (编). Solar Eruptions and Energetic Particles. Geophysical Monograph Series 165. American Geophysical Union. 2006. Bibcode:2006GMS...165.....G. ISBN 0-87590-430-0. doi:10.1029/GM165.
- 網路論文
Bell, Trudy E.; Phillips, Tony. A Super Solar Flare. Science@NASA. NASA. 6 May 2008.
Lavraud, Benoit; Masson, Arnaud. Cluster captures the impact of CMEs. European Space Agency. 21 November 2007.
Morring, Frank, Jr. Major Solar Event Could Devastate Power Grid. Aviation Week & Space Technology. 14 January 2013.
Odenwald, Sten F.; Green, James L. Bracing the Satellite Infrastructure for a Solar Superstorm. Scientific American. 28 July 2008.
Phillips, Tony. Cartwheel Coronal Mass Ejection. Science@NASA. NASA. 27 May 2008.
外部連結
 | 维基共享资源中相关的多媒体资源：日冕物質抛射 |
- NOAA/NWS Space Weather Prediction Center
- Coronal Mass Ejection FAQ
STEREO and SOHO observed CME rate versus the Sunspot number (PNG plot) / (text version)
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