定義

日冕物質拋射是指大規模的太陽物質離開太陽進入到宇宙空間的現象。日冕物質拋射的英文縮寫為（CME）。CME的速度范圍為幾十公里到超過3000公里/秒。

物理特性

典型的日冕物質拋射結構可以分成三部分，包含一個低電子密度洞、嵌入在洞內高密度的核（主體，在日冕儀的影像中呈現明亮的區域和一個明亮的前沿。其結構明顯，但是許多的日冕物質拋射都欠缺其中一項元素，或甚至三項都沒有。

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體活動；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。

日冕物質拋射的速度范圍從20公里秒-1至2,700公里秒-1，平均速度是489公里秒-1（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。由于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。

目前所知的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征是緩慢的上升運動，隨后的期間以很快的加速度脫離太陽，直到達到接近恒定的速度。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）。

與其他太陽現象的關聯

日冕物質拋射經常與其他的太陽活動現象聯系在一起，值得注意的有：

耀斑
日珥爆發和X射線纏繞（sigmoid）
日冕昏暗（在太陽表面長時期的亮度衰減）
極紫外影像望遠鏡（EIT）和莫爾頓波
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系是很普通的，但是還沒有被充分的了解。例如，日冕物質拋射和耀斑最初被認為是直接相關聯的，耀斑驅動著日冕物質拋射，但是只有60%的耀斑（M極和更強的）才和日冕物質拋射有關聯 ；相似的，許多日冕物質拋射與耀斑無關。現在認為日冕物質拋射和耀斑是由共同的原成因造成的（日冕物質拋射加速度的峰值與耀斑輻射的峰值經常是一致的）。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的結果。

日冕物質拋射的模式

起初，認為日冕物質拋射被爆發耀斑的熱所驅動，但是很明顯的有許多日冕物質拋射并未與耀斑聯系在一起，并且日冕物質拋射幾乎都是在耀斑出現之前就已開始。由于日冕物質拋射發生在太陽的日冕（由磁能主導）之中，其能量來源一定在磁場中。只有耀斑能提供足夠的熱能驅動日冕物質拋射，而且無論如何耀斑也是從磁場中獲得能量。

因為日冕物質拋射的能量是如此的高，它不太可能由光球中涌現的磁場能量直接來驅動（雖然這還是其中的一種可能），因此多數日冕物質拋射模型都假設儲存在日冕磁場內的能量在一段穩定的時期后，因為一些磁場中因不穩定或是失去平衡而突然被釋放出來。目前對于釋放的正確機制仍沒有一致見解，而且目前的觀測也不足以對這些模型做適當的規范。

行星際的日冕物質拋射

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產生相互作用。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，而快速（速度超過500公里秒-1）的日冕物質拋射則會產生激波。這些激波發生在日冕物質拋射的速度在太陽風的框架內移動的速度比當地的磁聲波快的地區，這些激波層經被日冕儀直接觀測到。在日冕同時會釋放出第二型的無線電爆發，它們的形成有時低于2Rs（太陽半徑），它們也與太陽高能粒子的加速有關。

STEREO任務

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后方，與太陽的距離和地球相似。它們之間的距離將會逐漸的增加，大約在4年之后會在軌道上相對的位置上（相距180度）。

大眾文化

在麥可·克萊頓的長篇小說剛果中，太陽質量拋射打斷了剛果研究小組的電腦將資料從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，用來布置看臺和通道的“星門”LP和CD的主題（參考假情報 (藝術和音樂計劃)條目）。 他也出現在亞特蘭提斯劇情的星門的回響中，這是特別巨大的日冕物質拋射。