日冕物质抛射(Coronal Mass Ejection，缩写为CME)是太阳大气中极为剧烈的大尺度爆发现象，可在短时间内将约10¹¹~10¹³千克的物质以几十到上千千米每秒的速度从太阳的外层大气(日冕)抛射到行星际空间.作为空间天气事件的主要驱动源之一(Aschw and en，2005；Moldwin，2008；王劲松和吕建勇，2010；汪景琇和季海生，2013)，CME能产生较致密的等离子片和较强的环电流，而且常常会伴随高能粒子事件，给在轨航天器及高纬航空的仪器和人员带来危险；和行星际CME或磁云相联系的强南向磁场与地球磁场相互作用会产生磁暴，可能会对电网、输油管线等地面设施造成损害(Borovsky and Denton，2006；王劲松和焦维新，2009).这种危害在太阳活动峰年和下降相阶段时尤其明显(Gonzalez et al.，1999)，例如在第22太阳活动周峰年期间的1989年3月，太阳爆发的一次CME产生了强烈的地磁暴，导致加拿大魁北克等地大面积停电，造成了严重的经济损失(Moldwin，2008).现在正处于第24太阳活动周下降相阶段，研究从而更好地预报CME变得尤为重要.要想有效的预报CME，就要知道它从何处来，即对其位于太阳大气中的源区进行观测和研究.

作为太阳的最外层大气，日冕比其内层的色球和光球要暗得多，需要借助日冕仪或者在日全食时才能观测到，同时地球大气的散射和扰动，对日冕观测也有很大干扰.因此直到20世纪七八十年代，CME才随着空间望远镜的发展被首次观测和命名(Hundhausen et al.，1984).虽然早期的太阳和日球层探测器(Solar and Heliospheric Observatory，简称SOHO)(Domingo et al.，1995)观测到了10⁴量级的CME事件，但其分辨率和视角等因素限制了对CME源区的全面和深入的了解.自2006年以来，日出卫星(Hinode)(Kosugi et al.，2007)、日地关系天文台(Solar Terrestrial Relations Observatory，简称STEREO)(Kaiser et al.，2008)、太阳动力学天文台(Solar Dynamics Observatory，缩写为SDO)(Pesnell et al.，2012)等多颗高分辨率、多视角太阳观测卫星的发射，极大地推动了CME源区研究.本文旨在综合最新观测结果，对CME源区的观测特征进行描述；在此基础上，对观测现象背后的磁场机制、以及新的CME重构方法等进行介绍；并对CME源区研究中待解决的科学问题和今后可能的研究方向进行探讨.

研究表明(Chen et al.，2011)大量CME来自太阳活动区，然而CME的源区并不仅限于活动区.CME事件发生时，其源区常常伴随耀斑、暗条爆发和多种太阳低层大气瞬变现象.统计研究(Gopalswamy et al.，2010)显示，CME常常与耀斑相关，但这两种事件的发生并不是一一对应的，即有部分CME没有观测到与之对应的X 射线耀斑，也有很多耀斑事件并不伴随CME爆发(Webb and Howard，2012).研究中将伴随CME的耀斑称为爆发耀斑(eruptive flare)，不伴随CME 的称为限制耀斑(confined flare)，对应的事件则称为爆发事件和限制事件.爆发事件可以用CSHKP模型进行解释，目前通常认为耀斑和CME是同一种大尺度磁场爆发现象的不同方面(Zhang et al.，2001).Wang和Zhang对四个典型事例的分析显示(Wang and Zhang，2007)，爆发和限制事件的区别在于能量释放的位置不同，以从发生耀斑的位置到活动区磁通量中心的距离为标准衡量，爆发事件的距离要大于限制事件的，同时爆发事件源区的日冕磁场也相对较弱.此外，不同级别耀斑与CME对应关系不同(Yashiro et al.，2005)，比如研究表明(Wang and Zhang，2007)分别约有30%的C级、56%的M级和90%的X级耀斑属于爆发耀斑.

白光日冕仪观测到的部分CME具有典型的三分量结构，即明亮的外环、环内侧的暗腔和暗腔内的亮核，其中亮核代表高密度成分，通常认为对应爆发的暗条(Illing and Hundhausen，1985).Hori和Culhane(2002)对50个暗条爆发在微波图像上的运动轨迹进行了分析，发现绝大部分暗条爆发(92%)伴随着CME(Hori and Culhane，2002).暗条按照所处的区域可分为活动区暗条和宁静区暗条，后者在活动周峰年前后通常在高纬大量出现，这就使得CME日发生率和活动区黑子数之间的相关性减弱(Gopalswamy et al.，2010).观测表明，部分窄CME与日浪、巨日浪等色球现象存在联系(Liu，2008).此外CME 源区也存在多种形式的低日冕瞬变现象(Thompson et al.，1998；Ma et al.，2010)，如图 1所示，在软X射线波段，有时可观测到活动区上方有S型的亮结构形成和爆发(即sigmoid eruption)；在紫外、极紫外波段，可以观测到日面上快速形成和消失的暗区(即coronal dimming)，不断增大地拱状环系统(post-eruptive arcades)，以及近期的研究热点——极紫外波(EUV wave).

图 1

Fig.1

图 1 STEREO卫星极紫外成像仪和白光日冕仪观测到的CME源区低日冕特征，包括耀斑、暗条爆发、增亮、日冕暗化、S型结构爆发和极紫外波等(Ma et al.，2010) Fig.1 Low coronal signatures of CME source regions observed by EUVI and COR1 on-board STEREO A and B，which including flares，filament eruptions，brightening，coronal dimmings，sigmoid eruptions，and EUV waves(Ma et al.，2010)

极紫外波是由SOHO卫星的极紫外成像望远镜(Extreme-ultraviolet Imaging Telescope，缩写为EIT)所发现的(Moses et al.，1997；Thompson et al.，1998，1999)，其在EIT 195埃图像上表现为在日面上大尺度的、近似各向同性的、以几百千米每秒的速度快速传播的弥散亮前锋，也被称为EIT波.Biesecker等人(Biesecker et al.，2002)对173个极紫外波事件所做的统计研究表明，极紫外波与CME密切相关，与耀斑的相关性则弱的多.极紫外波和CME的联系也被STEREO卫星多视角观测所证实(Ma et al.，2009).极紫外波会受到日面上不同磁场区域(如活动区和冕洞)的调制影响，有观测表明极紫外波在冕洞边界会停止(Delannée and Aulanier，1999)，另一些观测表明极紫外波存在反射和折射等现象(Gopalswamy et al.，2009b；Li et al.，2012b)，图 2给出了 SDO卫星观测到2011年6月7日的一次极紫外波事件，极紫外波的前边缘在传播过程中产生了明显的偏折，并在一个日冕亮结构和位于太阳南极的极区冕洞处发生了反射.

图 2

Fig.2

图 2 SDO卫星观测的2011年6月7日的极紫外波及其偏折和反射 (a)AIA 191埃波段图像，箭头1和3表示被极紫外波击中的两处日冕亮结构，箭头2表示活动区11228；(b)~(i)不同时刻的较差图，红线表示前边缘，显示了极紫外波的偏折，R1和R2分别表示从亮结构1和南极冕洞反射回来的波(Li et al.，2012b). Fig.2 An EUV wave and its deflection and reflection observed by SDO on 2011 June 7 (a)193? image. Arrows “1” and “3” point to two coronal bright structures hit by the coronal wave，and “2” denotes AR 11228.(b)-(i)Running difference images. Red lines represent the leading edges，indicating the deflection of the wave. “R1” and “R2” denote the reflected waves from the coronal bright structure “1” and from the southern polar CH，respectively(Li et al.，2012b).

目前太阳物理学界对极紫外波的本质还存在争议，主要有快模磁流体动力学波(Wills-Davey and Thompson，1999；Schmidt and Ofman，2010)，慢模波或者孤波(Wills-Davey et al.，2007；Wang et al.，2009)，CME导致磁场重构相关的各种伪波模型，比如Chen等人提出的磁力线拉伸模型(Chen et al.，2002，2005；Chen，2009)，以及综合波和伪波两种解释的混合模型(Liu et al.，2010)等，关于极紫外波的观测和模型的详细内容，可以参考综述文章(Gallagher and Long，2011；Patsourakos and Vourlidas，2012).

2006年发射的STEREO卫星(Kaiser et al.，2008)对CME观测和源区证认起了很大的推动作用.STEREO包括A和B两颗小卫星，分别在位于地球内侧和外侧的轨道上围绕太阳公转，两颗卫星上均搭载了极紫外成像仪和白光日冕仪，可以从不同角度观测太阳日冕.Robbrecht等(2009)人使用STEREO 卫星数据对2008年6月的一个正向大尺度CME进行了详细分析，结果表明该CME没有明显的低日冕特征.这类没有明显的低日冕特征的CME被称为stealth CME.Ma等人(Ma et al.，2010)采用STEREO卫星数据对2009年的34个CME源区进行的研究表明，约有三分之一的CME属于stealth CME.此类CME 的速度通常小于每小时300 km，其源区通常位于宁静区；而对于部分stealth CME来说，虽然从STEREO中一颗卫星的方向看过去其源区位于日面上，看不到明显低日冕特征，但从另一颗卫星的方向看过去，位于太阳边缘的源区会有某些变化特征，这说明对理解CME源区来说多视角观测是十分重要的.

和太阳上的许多现象一样，上述CME源区观测现象和CME事件本身，也是由磁场主导的.一次CME爆发可释放多达10³²尔格的能量，通过对各种可能能量来源的定量估计可知，只有储存在扭曲和剪切(即非势性)的磁场结构中的磁自由能才能为CME爆发提供如此多的能量(Forbes，2000).在CME过程中，磁自由能以多种形式释放出来，包括驱动CME的膨胀、暗条的爆发、耀斑中的电磁辐射、粒子的加速、磁场的重构以及等离子体团块的移动等(Webb and Howard，2012).

通过测量磁场，尤其是矢量磁场，可以深入地揭示CME源区的本质.矢量磁场包含了磁场的大小和方向等完整信息，通过矢量磁场可以计算电流、螺度、自由能等一系列非势性参数，并研究它们的分布和演化.矢量磁场常常被用于耀斑和活动区研究，例如有研究表明(Wang et al.，2002；Song et al.，2013)耀斑初发的区域的矢量磁场和非势性参数在耀斑前后存在迅速而显著的变化，这些研究对CME源区磁场研究有一定的参考价值.

近年来空间观测的发展为太阳光球矢量磁场测量提供了有力的支持.美国的SDO卫星提供了高时间、空间分辨率的全日面矢量磁场观测(Pesnell et al.，2012)，其上搭载的日震与磁成像仪(Helioseismic and Magnetic Imager，简称HMI)的光球纵向磁场噪声水平约为17高斯.此外，SDO也搭载了高分辨率、高灵敏度的紫外、极紫外和X 射线成像及光谱仪器，既能有效地观测CME发生时源区产生的各种瞬变现象，也可以对CME 源区的温度结构进行分析.日本的Hinode卫星也可以提供极高空间分辨率的局部矢量磁场数据，其上搭载的斯托克斯分光偏振计(SOT-SP)对I、Q、U、V 四个斯托克斯参数进行测量，偏振信噪比10³，其磁场测量的灵敏度对纵向分量可达1~5高斯，对横向分量为30~50高斯(Kosugi et al.，2007).对于日冕磁场目前尚无有效的测量方法，通常使用光球磁场外推得到.Wiegelmann等(2006)人发展了一套将观测到的非无力场数据进行预处理，以得到合适的边界条件，再以优化方法进行无力场外推，从而重构日冕磁场的有效方法.最近Jiang和Feng(2012)开发了一种新的使用磁流体动力学弛豫法进行非线性无力场外推的方法，测试结果显示该方法在精度上与Wiegelmann等(2006)人的方法相当，对简单或复杂的日冕矢量磁场结构都能有效的重构(参见图 3).

图 3

Fig.3

图 3 活动区磁场外推，其中黑线代表磁力线，红蓝等高线代表底面的纵向磁场 (a)参考模型；(b)外推结果；(c)和(d)为前两图中心区域的放大(Jiang and Feng，2012). Fig.3 Magnetic field extrapolation of an active region. Black curves represent magnetic field lines and red and blue contours represent Bz on the bottom surface (a)The reference model;(b)the extrapolation result，and (c) and (d)are the enlargements of the central regions of(a) and (b)(Jiang and Feng，2012).

源区磁场的观测研究增进了人们对CME的认识.Falconer等人(Falconer et al.，2002)的一系列研究表明，CME产率与活动区非势性存在显著的相关性.Guo等人(Guo et al.，2007)对55个活动区中的86个CME事件进行了调查，并使用“有效距离”作为表征CME相关活动区磁场的参数，该参数由正负磁结构所占的面积、正负磁通量中心之间的距离所确定，结果显示具有较大总磁通量和较大有效距离的活动区更容易产生较快速的CME.Wang和Zhang(2008)对1996~2007年间1143个活动区的磁场进行了统计分析，并对其中产生高速CME(>1500 km/s)的35个活动区进行了详细研究，结果表明空间尺度较大、磁通量较大、平均磁场较强以及具有较复杂磁场位型的活动区更容易产生高速CME.Huang等(2011)结合了SOHO、STEREO的极紫外和Nancay的射电数据，对CME的初发过程进行了详细分析，发现使用米波射电成像观测可以追踪CME相关磁结构的范围和方向.此外，一些小尺度磁活动也与CME 有关，例如可能造成暗条物质上流(Cao et al.，2010)、通过磁对消激活暗条(Deng et al.，2002)等.

观测研究显示CME可能是与比活动区更大尺度的磁场结构相联系的.Wang等(2006)人对2000年巴士底事件进行的研究发现，一根跨越太阳南北半球的巨大暗条与CME事件有关；该跨赤道暗条的大尺度连接性和它的剪切磁拱是CME源区的一部分，其所携带的磁螺度足以产生CME事件；并指出虽然CME是由活动区等较小尺度的活动现象所触发的，但是其磁通量、磁螺度和等离子体可能是来源于更大尺度磁结构.如图 4所示，Zhou等(2006)人对朝向地球方向近三百个CME的详细的分类研究表明，CME源区对应一系列大尺度磁场结构，其中包括扩展双极区、跨赤道环、跨赤道暗条、位于扩展双极区边界处的暗条及其对应的磁场结构等.Wen等(2007)人结合Nancy的射电像和SOHO的磁图数据对CME源区进行研究，发现米波噪暴源的中心位置并不在活动区上，而是在太阳全球磁场的开场和闭场交界处.Zhang等(2007b)人对四个产生严重空间天气影响的晕状CME 事件的日冕暗化现象和磁场连接性进行了分析，发现每个CME事件都有十几组磁环系统参与其中.Zhou等(2007)人通过对2003年的一组系列爆发事件的分析，发现有一条巨大的暗条通道连接日面上的六个活动区，其中四个活动区有很明显的准同步磁浮现.Jiang等(2008)人观测到了跨赤道喷流导致相互作用环爆发，在两者交界处产生增亮，并在两小时内爆发了两次CME事件.在观测研究的基础上，Wang等(2007，2010)人提出了存在比活动区尺度更大的、时间尺度长达十几小时的、跨活动区或跨赤道的大尺度活动(global activity)的概念，耀斑等活动区现象是大尺度活动的一部分或者先导，两者共同作用导致了重大空间天气事件的发生.

图 4

Fig.4

图 4 SOHO卫星MDI综合磁图上的CME源区的几种大尺度磁结构，从上到下依次为：C1扩展双极区、C2跨赤道环、C3跨赤道暗条及其背景磁场、C4沿扩展双极区边界分布的长暗条.其中星号标记了 CME相关日面特征的位置，黑色实线表示暗条，白色虚线表示扩展双极区的中性线，黄色实线表示跨赤道环(Zhou et al.，2006) Fig.4 Several categories identified for CME large-scale source structures shown on SOHO/MDI synoptic charts; from top to bottom row: Category One(C1)，extended bipolar regions(EBRs); Category Two(C2)，transequatorial magnetic loops; Category Three(C3)，transequatorial filaments and their background magnetic fields; and Category four(C4)，long filaments along the boundary of EBRs. The asterisks indicate the positions of CME-associated surface activity; the black solid lines in the graph denote filaments; the white dash lines show the magnetic neutral lines of EBRs; the yellow solid lines indicate transequatorial loops(Zhou et al.，2006)

由于本身带有磁场，CME还可能与冕洞等日冕磁结构、以及其他CME发生相互作用，可能产生更大的空间天气效应，因此成为了近期的研究热点之一.Gopalswamy等(2009a)人对第23太阳活动周的CME事件及其行星际响应进行了研究，在峰年和下降相阶段CME事件和低纬冕洞出现的相对频繁，因此CME和冕洞相互作用在下降相阶段十分普遍，这种相互作用可能造成显著的对地影响.在太阳活动峰年期间，CME之间的碰撞、合并等相互作用也十分常见(Liu et al.，2013).Zhang等(2007a)人对第23周88个大磁暴的起源进行的分类研究表明，有24个大磁暴来自多个晕状CME的相互作用，且多分布在峰年和下降相阶段.Li等(2012a)人通过对第23活动周的全部16 个地面水平增强(Ground Level Enhancement，缩写为GLE)事件进行研究，提出了“twin-CME”的概念，即两个短时间内相继来源于同一个活动区的CME，若活动区附近存在类似冕流的大尺度磁场结构，则能更有效的加速粒子至更高能量，更容易产生GLE事件.Ding等(2013)人将研究样本扩大到较大的太阳高能粒子(solar energetic particle，缩写为SEP)事件，在所研究的59个SEP事件中，由twin-CME导致的占了43个，结果显示虽然并不是所有的twin-CME都能产生大的SEP事件，但是twin-CME比单个CME更易导致大SEP事件.

通过CME源区磁场的观测结果，各种基于磁流体力学的理论模型被相继提出(Chen，2011).CME可将10¹³千克的物质在两个太阳半径的距离内加速到几百甚至上千千米每秒，这就需要一个能在短时间内释放大量磁场能量的机制(Webb and Howard，2012).磁重联可以满足这一要求，该过程通过磁力线的“折断”和“重接”，磁场达到一个较低的能态，多余的能量释放出来，从而产生从双向等离子体喷流、耀斑到CME的各种尺度的爆发现象(Innes et al.，1997).在CME爆发过程中，除磁重联之外，大尺度磁流体力学灾变和不稳定性也起了重要作用(Chen and Shibata，2000；Lin and Forbes，2000).

典型CME的三分量结构的观测表明，CME可能包含磁绳(flux rope)结构.磁绳的爆发可以用经典的CSHKP模型来描述(Forbes，2000)，磁绳和其周围大尺度磁场的相互作用造成扰动使自身失去平衡，就会形成CME(Webb and Howard，2012).Chen和Shibata(2000)基于磁绳模型和磁浮现触发CME机制进行的二维磁流体动力学数值模拟表明，当新的磁场从暗条通道内或外浮现出来时与磁绳下方的磁场产生对消，造成磁绳失去平衡而向上抬升，并在其下方形成垂直电流片，电流片中的快速磁重联致使磁绳向外迅速抛出，从而形成CME；而非重联的磁浮现会使磁绳下沉，因此不会产生CME.SDO卫星(Pesnell et al.，2012)提供的高分辨率的紫外、极紫外多波段图像，尤其是131埃等波段，包含了10⁷开尔文的高温等离子体信息，有利于磁绳结构的观测.Patsourakos等(2013)人通过在极紫外波段观测2012年的一次跟随爆发耀斑之后爆发的限制耀斑，首次给出了日冕磁绳预先形成、受到扰动产生快速CME的直接证据.Zhang和Low对CME观测和现有的模型进行了回顾，认为活动区中的磁浮现使得磁螺度在日冕中不断积累，由于日冕中磁螺度近似守恒，最终螺度通过磁重联进行释放，从而导致了CME的发生(Zhang and Low，2005).关于CME初发和早期演化目前还缺乏有效的模型来描述(Webb and Howard，2012)，这需要进一步的源区磁场观测研究来加以改善.

一般确定CME源区的手段是通过CME传播过程进行反推(方成等，2008).首先给定一个时间窗口(比如±1小时)，然后从日冕仪观测的时间-高度曲线外推到日心距1.0或0.5个太阳半径处，将其相应的时刻作为CME的初发时刻，最后在初发时刻前后的时间窗口内寻找耀斑、暗条爆发或其他低日冕特征.因为日冕仪观测到的CME是其在天空平面的上的投影，所以单个角度观测常常需要在外推过程中加入CME在传播过程中方向不发生改变、形状是自相似的等假设，这样得到的结果往往会具有较大的误差.现在有了STEREO、SDO卫星等的多视角观测，可以通过CME重构方法确定CME的传播过程.对比研究表明，多视角观测可以有效减小误差(王晶晶等，2013).

Wood等(2010)人通过STEREO两颗卫星的数据重构了2008年6 月1 日的一次CME 事件，发现其从太阳向一个天文单位处的传播过程中存在显著的形态变化.Byrne等(2010)人通过三维重构确定了CME 在0.2个天文单位内的传播过程，包括CME 从高纬向赤道偏转及其角宽度增加等现象.Zhou和Feng(2013)通过三维磁流体动力学模拟研究一个CME 事件的纬向偏折，发现偏折与日冕背景磁场及CME本身的磁场强度均有关系.最近Wang等(2014)人对一个慢速、孤立CME 事件进行的观测和模拟研究，发现CME不仅会在日冕中发生纬向偏折，在行星际空间的传播过程中也会因为和太阳风的相互作用发生明显的经向偏折，偏折的角度超过20度.这些观测事实说明之前所采用的关于CME 传播的假设是不成立的.Feng等(2012)人发展了一种新的CME 三维重构方法(mask fitting reconstruction method，参见图 5)，该方法基于三个不同视角日冕仪观测图像进行重构，能够得到CME真实的位置、三维形态和演化.这些CME三维重构方法不依赖于假设，可以更加精确地确定其源区和初发时刻.

图 5

Fig.5

图 5 CME的三维重构的一个例子.其中黑色圆球表示太阳，红色曲线描绘出了CME云的表面，黑色直线表示 CME云的三条主轴，绿点表示CME云的几何中心(Feng et al.，2012) Fig.5 An example of 3D CME reconstruction. The black sphere represents the Sun，and red curves represent the surface of the CME cloud. Black lines indicate three principal axes of the CME cloud. The green dot indicates the position of CME’s geometric center(Feng et al.，2012)

4.1     随着我国经济的发展，北斗导航系统、载人航天、高速铁路网、中俄输油管道等重大项目陆续开展和完成，空间天气对国民经济的重要性也越来越大.Hinode、STEREO、SDO等最新的卫星数据为认识CME源区的磁场结构和演化提供了前所未有的机遇，stealth CME、twin-CME、大尺度活动等概念相继出现，磁绳的观测和模拟也有了新的发展，新的日冕磁场外推方法、CME 的三维重构等工具也为源区研究提供帮助.然而CME是一种十分复杂的现象，CME 源区研究仍有许多待解决的问题，如stealth CME是否真的没有可观测的源区特征，以及磁绳的形成机制等.现有模型尚不能很好的概括全部的CME观测特征，关于CME初发和早期演化缺乏有效的模型来描述，三维磁流体数值模拟还有待发展，这都需要进一步的源区观测研究来加以改善.

4.2     在现代社会，空间天气关系国计民生，因此发展我国自主的空间天气观测仪器，尤其是太阳观测卫星十分重要.目前的第24太阳活动周已经爆发了大量耀斑和CME 事件，空间和地基观测的提供了大量的可用数据，比如SDO卫星每天可产生约1.5T的高分辨率图像.如何结合已有的海量观测数据对CME事件及其源区、尤其是源区大尺度磁场结构进行分析，更深入地理解耀斑和CME过程之间的联系，揭示CME源区矢量磁场的分布和演化特征，检验和完善现有CME模型，对理解和预报CME 及相关的空间天气事件具有重要意义.