日冕物质抛射（coronal mass ejection,简称CME）是太阳大气中剧烈的爆发现象之一。其爆发通常能释放大量的能量并抛射大量磁化等离子体。当CME的运动速度超过当地快磁声速时,CME能够驱动激波形成。而CME所驱动的激波则能进一步导致太阳高能粒子事件（solar energetic particle,简称SEP）的发生。CME是引发地磁暴主要原因之一,而由其驱动激波产生的太阳质子事件可能影响航天器和宇航员的安全。因此,研究CME及其驱动激波的形成机制和性质有利于我们更加清晰的了解及监测它们的运动过程,降低它们带来的灾害性空间天气影响。本文主要以分析观测数据为主,对不同CME事件及其驱动激波进行了多方面研究。利用不同仪器的观测,我们分析了不同尺度的CME事件。观测数据主要来自SOHO、SDO和STEREO三个卫星。首先,我们分析了一个小尺度短时标的太阳爆发事件（第2章）,该事件的CME在低日冕中首先以热通道结构的形式存在和演化,其快速运动驱动了一个快模激波的形成。结合多波段观测,我们分析了它们的运动学和热学性质,并讨论了 CME热通道和激波的相互关系。其次,我们分析一个与喷流相关的CME（第3章）,该CME鼻端驱动了一个弓激波。对于这个CME及其驱动激波,我们对它们进行三维重构以此研究其演化过程并且讨论了 CME前沿的两个主曲率半径的关系。然后,利用磁流体动力学（magnetohydrodynamics,简称MHD）数值模拟的结果,我们合成得到白光图像,利用互相关方法计算了 CME的二维速度分布,并将该方法应用到实际观测事件中,以此首次获得了 CME的动能分布（第4章）。最后,结合SOHO/LASCO白光日冕仪数据和SOHO/UVCS O VI通道光谱数据和白光通道数据,我们分析了一个伴随激波的快速CME事件,并估算了 CME的密度、速度及温度分布等信息（第5章）。多年来,人们已经广泛研究了太阳大气中大尺度爆发事件的性质,但是,关于伴随激波的小尺度CME爆发研究,人们的认知却很有限。通过研究2015年11月4日的爆发事件,我们发现该事件源区较小,与其相关的M1.9级耀斑脉冲相持续时间短（<4分钟）。与大尺度的CME爆发事件相比,这个CME热通道结构主加速相持续时间短（<2分钟）、最大加速度大（～50km s-2,是目前所知加速度最大的一个CME）以及峰值速度高（～1800 km s-1）的特性十分突出。CME的快速脉冲式运动驱动了一个活塞型的快模激波。CME的膨胀速度和传播速度都小于激波运动速度,并且CME和激波间的间距随着时间不断增加。与该激波相关的Ⅱ型射电暴的起始基频高达～320 MHz,其源区的形成高度低于1.1 R☉,且形成时间不晚于CME热通道主加速相的2分钟以内。通过分析Ⅱ型射电暴的频带分裂,我们发现在1.1 R☉到2.3 R☉范围内激波的压缩比从2.2下降到1.3,激波上游的磁场强度从13 G降至0.5 G。此外,CME消耗的磁能（～4 × 1030 erg）与耀斑消耗的磁能（～1.6 × 1030 erg）量级相同,这个结果和大尺度爆发事件相同。这表明小尺度和大尺度爆发事件的CME和耀斑可能具有相同的耗能机制。依据爆发磁通量绳模型的预测,该CME事件的运动学特征可能与相关磁通量绳的足点间距小有关。许多研究发现利用CME和激波的间距（Δ）与CME鼻端曲率半径（Rc）之间的比值（δ）可推测激波上游的日冕信息,比如阿尔芬马赫数。但这些研究都仅考虑了 CME的一个曲率半径,而在真实空间中,CME具有三维结构,在其鼻端存在最大、最小两个主曲率半径。这里我们分析了 2010年8月31日的一个CME事件,该CME与喷流相关,并驱动了一个快模激波。结合SOHO和STEREO卫星数据,我们对喷流、CME及激波进行三维重构,并研究了这几个结构在三维空间中的真实运动学性质。考虑到激波顶点的运动速度与CME顶点的速度基本一致,以及激波鼻端具有弓激波形状,我们推测该激波鼻端遵循弓激波的形成机制。通过“区域拟合（mask-fitting）”方法,我们可获得非对称CME顶点的最大、最小主曲率半径及其曲率半径的演化。由CME的两个主曲率半径推导得到的比值δ之间相差四倍左右,这表明仅假设CME具有一个曲率半径将会导致日冕参量的估算产生很大误差。依据阿尔芬马赫数与比值δ的关系,我们还估算了日冕的阿尔芬马赫数、阿尔芬速度及磁场强度等参量。对于大多数CME的研究,研究人员一般通过追踪白光日冕图像中较亮的特征（如CME核心或前沿）计算CME的平均速度,并将CME的平均运动速度直接作为CME整体的运动速度。但实际上,CME通常存在明显的密度不均匀性,CME内部等离子体会以不同的投影速度向外传播,并导致CME自身复杂的演化,最终形成行星际CME。我们首次使用互相关方法分析了日冕白光图像序列,获得了 CME内部瞬时等离子体的二维速度分布图。该方法首先利用MHD数值模拟结果合成的白光图像进行测试,然后再被用于2010年10月28日的真实CME事件的速度测量。我们还研究了 CME内部的动能演化和分布,以及机械能（动能加势能）在CME核心和前沿不同部分的分配情况。将来,新一代的日冕仪将对CME提供白光和紫外（HI Lyα）波段的同时观测,比如搭载在ESA Solar Obiter卫星上的Metis日冕仪和搭载在中国先进天基太阳天文台（ASO-S）上的Lyα太阳望远镜（Lyα Solar Telescope,LST）。互相关方法可用于将来CME的速度测量,限制Lyα多普勒暗化效应,以便我们进一步分析CME相关物理参数。大量研究表明,CME在不同的波段中通常表现出不同的特征。许多工作讨论了未来多波段日冕仪（如Metis和LST）的观测结果的可能诊断方法。通过结合白光和紫外波段（HILyα121.6nm及其他波段）的观测,这些方法可以用来估算CME的密度和电子温度等物理性质。因此,我们也通过结合SOHO/LASCO的白光观测和 SOHO/UVCS 在 2.45R☉ 的紫外（O Ⅵ 103.2 nm 和 HILyα121.6 nm）和白光的观测分析了一个快速运动的CME,该CME同时驱动了一个激波。首次基于UVCS的白光数据,我们利用偏振度方法得到了 CME的传播位置角度。结合紫外和白光数据,我们分析得到了 UVCS视场中CME核心及暗腔处等离子体的电子温度和有效运动温度。CME核心的通过（可能还有嵌入的暗条中较冷等离子体的运动和膨胀冷却）导致电子温度下降至105K。CME前沿在Lyα强度图上出现明显的暗化现象。由于等离子体团视向方向运动,CME前沿的Lyα谱线轮廓致宽显著。我们利用LASCO白光图像推导的CME二维径向速度分布来限制Lyα谱线多普勒暗化效应,以此重构获得将来可能的Metis和LST的紫外观测图像。总的来说,我们利用不同的地面和空间观测仪器,对CME及其驱动激波进行了多角度多波段的观测分析。并结合已有的白光和Lyα波段观测,依据相对应的研究方法推导CME的速度、密度和温度等性质,为将来新的观测仪器（Metis和LST）提供必要的科学工具和准备。