日冕物质抛射（Coronal Mass Ejection，CME）是太阳上最猛烈的爆发活动之一，是引起行星际空间和地磁扰动的主要原因。现在常用白光日冕仪的观测来研究日冕物质抛射的传输和演化过程，因而如何恰当地理解白光日冕仪中的CME的观测特性对太阳和空间物理领域的许多相关研究至关重要。另外，活动区储存了大量的磁自由能，被认为是CME的有力产生者。深入地研究CME 与活动区之间的关系，对了解CME的触发机制和产生规律十分重要。　　 为了避免数据选取过程中的人为因素引起的偏差，在研究过程中，我们尽量保持了CME和活动区样本的完整性，对CDAW CME目录1列出的1997-1998年间所有1078个CME的源区位置进行了认证。我们发现除了因数据质量差而未能认证源区位置的231个CME外，总共有288个（34％）CME的源区在太阳正面、234个（28％）CME的源区在太阳的边缘以及325个（38％）CME在EIT195? 观测中没有明显爆发特征。同时在SOHO/MDI磁综合图的基础上，应用Wang and Zhang于2008年发展的活动区自动识别及参数提取法，对该时期内的活动区进行了识别，总共得到108个MDI活动区。结合CME源区位置信息，我们发现53％的活动区产生了CME，且其中约14％的活动区为CME多产的活动区（产生3个及以上CME），另一方面63％的CME产生于活动区，其它的CME则产生于活动区外。　　 在此基础上，统计分析了1997-1998年间LASCO CME的观测特征及其与活动区的关系，其中包括CME 源区位置的分布、与CME 亮度相关的若干科学问题、CME 在内日冕中的偏转以及CME 与活动区的关系等，获得了以下有意义的结果。　　 1.CME 源区位置分布方面：　　 CME 源区位置的纬度分布呈现明显的双峰，峰值出现在)（° ? °±30 15，这恰好与太阳活动区带的位置相吻合，而且没有CME 产生于极区（°±75以外）；　　 观测到的CME中大约有56％产生于靠近太阳边缘的区域；CME的平均表观速度约为435 km s-1，并且靠近日面中心的和边缘CME的表观速度分布没有明显的差别；边缘CME的平均角宽度约为° 59，其中约有65％的边缘CME的角宽度在° 30到° 90之间；统计结果显示靠近日面中心的CME的平均角宽度是边缘CME的两倍，这表明存在明显的投影效应。　　 2.与CME 亮度相关的若干科学问题方面：　　 （1）大约有32％的太阳正面的CME 无法被SOHO 观测到，这可能是地磁暴的高漏报率的一个直观的解释。　　 （2）白光CME 在任意给定日心距离处的亮度与其速度大致上正相关，这可能表明白光日冕仪中增强的亮度不仅包含CME 还包含周围压缩的太阳风等离子体；以及由白光日冕仪中亮度得到的CME 质量可能是高估了。　　 （3）投影效应和巨大能量的释放是晕状CME的主要原因，但对边缘晕状CME 来说，后者更为主要；总体上，大约有25％的晕状CME 强于所有CME的平均强度。　　 3.CME 在内日冕中的偏转方面：　　 统计结果表明，在接近太阳活动低年期间，大多数CME 向赤道方向偏转。　　 根据CME 偏转过程的不同特征，可以把CME 向赤道方向的偏转分为不对称膨胀、非径向抛射以及偏转传播三类。　　 4.在CME 与活动区的关系方面：　　 （1）活动区的CME 产生率与活动区的复杂程度相关性很强，但与活动区所处的阶段无关。能产生CME的活动区的面积、磁通量、极性反转线的长度和条数的平均值是没有产生CME的活动区的2倍左右，而CME多产的活动区的参数平均值更大一些。　　 （2）同源相关的CME 产生的时间间隔约为8小时，这可能反映了在同一活动区内一个CME 触发另一个CME 或者同一活动区积累磁自由能的时间尺度。　　 （3）同一个活动区在15小时时间内最多只能产生一个强的（速度在800 kms-1以上）CME。　　 （4）CME的表观参数，如速度、加速度、角宽度等与CME是否来自活动区没有明显的关系。另外，统计表明CME的表观速度与活动区参数之间没有明显的关系，而CME的角宽度与活动区参数存在较弱的相关性（相关系数为0.45），其中活动区的面积和磁通量是两个重要的因素。