概述
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等離子（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。
科學探測
第一次探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），最大的地磁擾動是在1859年第一次被理察·克里斯多福·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。那次耀斑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。此過程造成特彆強的極光（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。
能量釋放
日冕物質拋射（CME）是太陽系內規模最大，程度最劇烈的能量釋放過程。一次爆發可釋放多達10^32 爾格的能量和10^16 克的太陽電漿到行星際空間，並且伴隨10keV-1GeV 的高能粒子流。CME爆發時，拋出大量的電漿和以及固結其中的磁場結構（磁通量）。而大量物質和巨大能量將在太陽大氣以及行星際空間產生激波，引發近地空間的地磁暴、電離層暴和極光等。
日冕物質拋射習慣上人們通常把太陽現象分為寧靜太陽現象和活動太陽現象。而活動太陽現象中的爆發現象主要就是包括太陽耀斑、爆發日珥和日冕物質拋射（CME），其中又以日冕物質拋射最為劇烈。這些爆發現象的主要特徵就是在極短時間內（幾十分鐘）釋放出極大的能量。
由於太陽離地球很近，因此這些能量的釋放就可能對地球產生嚴重的影響。已知的包括，對空間探測和宇航的影響，對衛星運行和通訊的影響，對依賴電離層的地基通訊的影響，以及電網和電力設施，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層面。
物理特性
1、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耀斑）。這些區域的磁場線是封閉的，磁場的力量大到足以抑制等離子活動；日冕物質拋射必需打開這些磁場線──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，在緯度的分布上是較均勻。
CME形態2、日冕物質拋射的速度範圍從20公里秒至2,700公里秒，平均速度是489公里秒（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。拋射的頻率與太陽周期有關：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探測到的。
3、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）。
觀測研究
1、CME具有不同的形態，如環狀、泡狀、暈狀等。其中暈狀CME(Halo-CME)一般認為是向地球方向運行CME，因此具有更為重要的地位。但由於投影效應等影響，對它的研究還十分模糊。環狀CME前鋒為明亮的環，隨著時間的推移，環徑向外擴張，結構的腿部沒有或者只有少量側向擴展；泡狀CME，其亮區為一個實體，有光滑的邊界，像一個充實的氣泡，結構徑向向外擴張；束流狀CME像一束向外噴發的射流。
2、對CME質量的估計主要是假設CME包括10%氦和90%的完全電離的氫構成。然後通過判斷CME的體積和其中的電子數目來確定CME的質量。或者通過CME中熱等離子的輻射性質，通過不同波段的觀測特徵來確定CME的質量。這兩種方法得到的結果基本相同。但白光觀測對應較高的區域，而射電和X射線等波段的觀測對應較低的區域。Gopalswamy和Kundu首次用射電方法測定了1986年2月16日的CME的電子密度。值得指出的是這兩種方法都需要利用視寬度的大小，但對於特別重要的暈狀CME來說，視寬度的測定並非很容易的事。從而給出的暈狀CME的質量估計會有較大誤差。實際上根據St.Cyr 等人的判據，只有視寬度超過5度的日冕運動結構才被當作CME。
3、由觀測直接測量得到的CME的速度都是在天空背景上的投影速度。進而需要一定的假設才能求出他們的真實速度。並且即使要測定CME的初始階段的速度也是不容易的。因為日冕儀的擋片遮住了日面附近區域。如果依靠EUV、射電等波段的觀測，又需要同時具有多個波段的資料才能追蹤某個CME的運動軌跡，但這種情況是很少的。因此實際上常採用某些位置的量，來進行內插和外推，來求得整個階段的量。顯然，這會帶來較大的誤差。事實上，在太陽附近的CME運動狀況，有加速也有減速或恆速。
4、不同衛星上的X射線觀測都表明，在一些CME（特別是暈狀CME）早期，在日面上可觀測到軟X射線亮度變暗的區域（dimming）。這經常出現在耀斑位置或者暗條爆發的位置附近。最顯著的X射線特徵即S形結構(sigmoid)，而這種結構以後還將演化為尖角形拱狀結構（arcade-cusp）。
2010年8月1日清晨的太陽X射線圖像。5、射電II型爆發一般認為是CME運動期間產生的激波對電子進行加速，然後這些電子引起波前附近電漿振蕩產生的朗繆爾波。其特徵即同時觀測到基頻和倍頻。但其實射電II型暴是和激波相聯繫的。所以有的研究者認為這是和耀斑爆發時的爆震波相聯繫，而不是CME運動時的激波。或者認為這激波雖然由CME產生，但具體位置還有不同。
6、日冕物質拋射將大量電漿拋向日地空間，由於物質的缺乏而在太陽日冕中造成暗區(dimming)。在這種大規模的擾動作用下，日冕甚至太陽的更多層面都會產生擾動。這些擾動主要以波或類似現象為載體在太陽上傳輸質量和能量。在觀測上，我們可以通過這些現象來判斷CME的一些性質。這些現象在新聞媒體上也被稱為“太陽海嘯”等。這種說法不一定準確，但在某種程度上確實有和海嘯類似的現象。
理論模型
日冕物質拋射2、理想MHD模型
這類模型建立在理想MHD的基礎上，在磁位形的演化過程中，沒有耗散發生，磁重聯被禁止。因此這類模型收到Aly-Sturrock佯謬的嚴格制約。但也有辦法避開，即假定爆發時只有部分閉合場打開。但目前仍不清楚是否只需要藉助理想MHD平衡的喪失，就能從閉合場到達部分開放場。
3、理想-非理想混合模型這類模型，使用MHD過程來理解模型中的無耗散過程，如電流片的形成和發展；再用非理想MHD過程來理解耗散過程，如磁重聯。這類模型大致有剪下磁拱模型（sheared arcade）、爆破模型（break-out）和磁通量繩災變模型（catastrophe）。
4、磁通量繩災變模型
CME理論模型但由於數學上的困難，這一模型始終局限於理想MHD過程。2000年，林雋等人，使用Forbes和Priest的磁位形，解析的得出了CME的演化過程。如果是純理想MHD過程，磁繩將在一個較高的位置獲得平衡而不能逃逸出去；但如果附加即使很小的磁重聯率也可以使CME爆發出去。計算表明，演化過程由磁重聯率M決定，其合理範圍是(0,1)。在更加接近實際的大氣中，當 M>0.013時，磁通量繩逃逸即可發展為CME；當M>0.034時，磁通量繩的逃逸不必經過減速過程。
爆發耀斑
1、太陽發生一次劇烈的耀斑爆發，恰好趕上了2011年的夏至時節，這是北半球夏季的第一天，這場風暴始正在太空運行的“太陽和太陽風層探測器”(SOHO)記錄下了整個過程，一次C-7級別的太陽耀斑引發了一次太陽風暴，以及隨後的一次大規模日冕物質拋射(CME)事件。2、太陽黑子群1236上空的磁場在2011年6月21日早些時候發生爆發，引發一次大規模的日冕物質拋射事件，這次拋射事件的發生地幾乎正對地球，即將到來的這次電漿流並不屬於特彆強烈的類型，然而這次爆發有可能觸發地球磁暴。預計本次太陽爆發產生的等離子體於2011年6月23日開始抵達地球。
SOHO探測器拍攝的太陽照片3、在圖像的頂部位置可以清晰看到此次爆發的物質噴射現象。這一事件恰逢北半球夏至，此時太陽直射北回歸線，也就是說達到了太陽直射的最北端。這是北半球夏季的開端，也是一年中白晝最長的一天，當然相對的也是南半球冬季的第一天。
4、C7級太陽耀斑是最低級的耀斑，即便是威力更加巨大的M級耀斑也僅僅被歸類為中等強度爆發事件。X級則是最強烈的耀斑爆發等級。日冕物質拋射(CME)事件是發生於日面的大規模帶電粒子拋射現象。這些物質大部分被送入太空，也有一部分會被太陽磁場拉回日面。
5、由於此次物質拋射事件發生時太陽這一區域恰好正對著地球，因此這些大量的帶電粒子轟擊地球磁場時會暗自南北兩極引發絢麗的極光。極端劇烈的太陽風暴可能會對衛星和在太空工作的太空人健康造成威脅，並有可能破壞地面的通訊和電網設備。目前太陽正處於其11年周期中的活躍期，美國宇航局和全球各國的檢測機構正密切關注著太陽的一舉一動，另外還有多個太空探測器在軌道上進行監測工作。
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