您好,今天芳芳來為大家解答以上的問題。日冕物質拋射和太陽風的區別，日冕物質拋射相信很多小伙伴還不知道,現在讓我們一起來看看吧！
1、日冕物質拋射（CME）是從太陽的日冕層拋射出來的物質，通?？梢允褂萌彰醿x在白光下觀察到。
2、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。
3、 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年第一次被理查德·克里斯托弗·卡靈頓觀察到的耀斑，據推測是源于有記錄以來的一次日冕物質拋射引起的。
4、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。
5、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。
6、當在背日面的磁層重連結時，它創造出數兆瓦特能量，從地球后方傾入上層大氣。
7、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）。
8、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），并對人造衛星和電力傳輸線造成損害。
9、CME的質量、速度和加速情況 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。
10、然后通過判斷CME的體積和其中的電子數目來確定CME的質量。
11、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征來確定CME的質量。
12、這兩種方法得到的結果基本相同。
13、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。
14、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。
15、值得指出的是這兩種方法都需要利用視寬度的大小，但對于特別重要的暈狀CME來說，視寬度的測定并非很容易的事。
16、從而給出的暈狀CME的質量估計會有較大誤差。
17、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。
18、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。
19、進而需要一定的假設才能求出他們的真實速度。
20、并且，即使要測定CME的初始階段的速度也是不容易的。
21、因為日冕儀的擋片遮住了日面附近區域。
22、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。
23、因此實際上常采用某些位置的量，來進行內插和外推，來求得整個階段的量。
24、顯然，這會帶來較大的誤差。
25、事實上，在太陽附近的CME運動狀況，有加速也有減速或恒速。
26、暈狀CME的速度測定結果反常的大。
27、Michanek等人得到的1996-2000年72的暈狀CME的平均速度為1080km/s，比通常的CME高出1倍。
28、這可能是由于低速的暈狀CME未被觀測到。
29、研究還表明，快的CME在日地空間的運動過程中將減速而慢的CME在日地空間中將加速。
30、一般認為這是由太陽風對CME的影響造成的。
31、CME的多波段觀測結果不同衛星上的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）。
32、這經常出現在耀斑位置或者暗條爆發的位置附近。
33、最顯著的X射線特征即S形結構(sigmoid)，而這種結構以后還將演化為尖角形拱狀結構（arcade-cusp）。
34、 理論上，由于輻射致冷的時標大于X射線暗化事件的時標，所以這種暗化現象應該與磁力線打開時物質拋射相關。
35、這也提供了X射線變暗的范圍和程度來估算CME的總質量。
36、這種S結構也同時在H-alpha的觀測中得到。
37、 在EUV波段（極紫外），也有相應的暗區出現。
38、并且最近的研究還發現CME和EUV波段觀測到的一種波動現象（稱為EIT波）有很好的相關性，幾乎為一一對應。
39、關于這種波動現象，下面還將繼續討論。
40、日冕物質拋射的伴生波動 日冕物質拋射將大量等離子體拋向日地空間，由于物質的缺乏而在太陽日冕中造成暗區(dimming)。
41、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。
42、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。
43、在觀測上，我們可以通過這些現象來判斷CME的一些性質。
44、這些現象在新聞媒體上也被稱為“太陽海嘯”等。
45、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。
本文就為大家分享到這里，希望小伙伴們會喜歡。
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