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日冕物质抛射（CME）是从太阳的日冕层抛射出来的物质，通常可以使用日冕没望燃仪在白光下观察到。查换感与抛射出来的物质主要是电子和质子组成的等离子（此外还有少量的重元素，例如氦、氧和铁），加上伴随着的日冕磁场。
第一次探测到日冕物质抛射是R.Tousey(1973)在1971年12月14日第七次的太阳轨道观测（SOS-7），最大的地磁扰动是在1859年第一次被理查德·克里斯托弗·卡灵顿观察到的耀斑，据推测是源于有记录以来的一次日冕物质抛射引起的。那次耀斑所引发的磁暴被伦敦西郊国立植物园的地坚伯画收重德口创磁强度仪观测和记同袁布于校孙录。
当抛射物抵达地球时被称为行滑太政等世鸡矿古星际日冕物质抛射，这可能会扰乱地球磁层，压缩向日面和使背日面延伸成尾状。发依厚当在背日面的磁层重连结时，它攻蛋创造出数兆瓦特能量，从地球后方倾入上层大气。此过程造成特别强的极光（常出现在北极的称北极光，形找款云必参命集转持在南极则称南极光）。日冕物质抛射事件伴随着耀斑，会破坏无线电的传输，造成能量耗损（断电），并对人造卫星和电力传输线造成损害。
CME的质量、速度和加速情况 对CME质量的估计主要是假设CME包括10%氦和90%的完全电离的呀普织弦现大氢构成。然后通过判断CME的单击践左满下零师坚体积和其中的电子数目来确定CME的质量。或者通过CME中热等离子的辐射性质，通绿企过不同波段的观测特征来工区此绍确定CME的质量。这两种方法得到的结果基本相同。但白光观测对应较高的区域，而射电和X射线等波段的观测对应较低的区域。Gopalswamy和Kundu首次用射电方法测定了1986年2月16日的CME的电子密度。值得指原苗怎究杨曲么何最依群出的是这两种方法都你婷龙道轻族获投沿系需要利用视宽度的大小，但对于特别重要的晕状C美科活试且质时ME来说，漏册视宽度的测定并非很容易的事。从而给出的晕状CME的质量估脱速比备计会有较大误差。实际上，根据***.cyr等人的判据航式超总移己脚房素量，只有视宽度超过5度的日冕运动结构才被当作CME。
由观测直接底率测量得到的CME的速度都是在天空背景上的投影速度。进而需要一定的假设才能求出他们的真实速度。并且，即使要测定CME的初始阶段的速度也是不容易的。因为日冕仪的挡片遮住了日面附近区域。如果依靠EUV、射电等波段的观测，又需要同时具有多个波段的资料才能追踪某个CME的运动轨迹，但这种情况是很少的。因此实际上常采用某些位置的量，来进行内插和外推，来求得整个阶段的量。显然，这会带来较大的误差。事实上，在太阳附近的CME运动状况，有加速也有减速或恒速。
晕状返旅宏CME的速度测定结果反常的大。Michanek等人得到的1996-2000年72的晕状CME的平均速度为1080km/s，比通常的CME高出1倍。这可能是由于低速的晕状CME未被观测到。研究还表明，快的CME在日地空间的运动过程中将减速而慢的CME在日地空间中将加速。一般认为这是由太阳风对CME的影响造成的。
CME的多波段观测结果不同卫星上的X射线观测都表明，在一些CME（特别是晕状CME）早期，在日面上可观测到软X射线亮度变暗的区域（dimming）。这经常出现在耀斑位置或者暗条爆发的位置附近。最显著镇纯的X射线特征即S形结构(sigmoid)，而这种结构以后还将演化为尖角形拱状结构（arcade-cusp）。理论上，由于辐射致冷的时标大于X射线暗化事件的时标，所以这种暗化现象应该与磁力线打开时物质抛射相关。这也提供了X射线变暗的范围和程度来估算CME的总质量。这种S结构也同时在H-alpha的观测中得到。在EUV波段（极紫外），也有相应的暗区出现。并且最近的研究还发现CME和EUV波段观测到的一种波动现象（称为EIT波）有很好的相关性，几乎为一一对应。关于这种波动现象，下面还将继续讨论。
日冕物质抛射的伴生波动 日冕物质抛射将大量等离子体抛向日地空间，由于物质的缺乏而在太阳日冕中造成暗区(dimming)。在这种大规模的扰动作用下，日冕甚至太阳的更多层面都会产生扰动。这些扰动主要以波或类似现象为载体在太阳上传输质量和能量。在观测上，我们可以通过这些现象来判断CME的一些性质。这些现象在新闻媒体上也被称为“太阳海啸”等。这种说法不一定准确，但在某种程度上确实有和海啸类似的现象。
