Koronowe wyrzucanie masy (CME), duża erupcja namagnesowanej plazmy z zewnętrznej atmosfery Słońca lub korona, która rozprzestrzenia się na zewnątrz w przestrzeń międzyplanetarną. CME jest jedną z głównych cech przejściowych Słońca. Chociaż wiadomo, że powstaje w wyniku wybuchowej rekonfiguracji słonecznych pól magnetycznych w procesie ponownego połączenia magnetycznego, jego dokładny mechanizm formowania nie jest jeszcze poznany.
Szybkie CME powodują wstrząsy międzyplanetarne na wietrze słonecznym i powodują najbardziej intensywne burze geomagnetyczne na Ziemi. Głównymi czynnikami powodującymi pogodę kosmiczną, burze geomagnetyczne są zakłócenia w ziemskiej magnetosferze, które mogą mieć znaczący wpływ na naziemne i kosmiczne systemy technologiczne. Proces ich powstawania, trójwymiarowa struktura, ewolucja podczas ich rozprzestrzeniania się w przestrzeni międzyplanetarnej, związek z rozbłyskami słonecznymi oraz wpływ na środowisko kosmiczne Ziemi są ważnymi obszarami badań fizyki słonecznej i kosmicznej.
Obserwacje i wygląd
Przed wynalezieniem koronografu (instrumentu, który umieszcza okultystyczny dysk przed Słońcem, aby zablokować jego jasne światło), korona słoneczna była widoczna tylko przez kilka minut podczas całkowitych zaćmień Słońca, kiedy Księżyc działał jak dysk okultystyczny. Wraz z nadejściem astronomii słonecznej opartej na przestrzeni kosmicznej na początku lat 70. XX wieku, możliwe było wykonywanie wysokiej rozdzielczości i stosunkowo ciągłych obserwacji korony słonecznej, umożliwiając rutynową obserwację CME.
CME są obserwowane jako pętle lub bąbelki gęstej plazmy, które rozprzestrzeniają się od Słońca i które zakłócają interakcję z otaczającym wiatrem słonecznym i międzyplanetarnym polem magnetycznym (IMF). Te CME obserwowane in situ przez statek kosmiczny na wietrze słonecznym, zwane międzyplanetarnymi CME (lub ICME), często charakteryzują się skręconymi polami magnetycznymi (lub linami magnetycznymi); takie ICME są powszechnie nazywane chmurami magnetycznymi.
Nieruchomości
CME to bardzo duże i dynamiczne struktury, które mogą zawierać ponad 10 15 gramów materiału słonecznego. Mogą mieć rozmiar radialny równy 0,25 jednostki astronomicznej (AU; 37 milionów km lub 23 miliony mil), gdy mijają Ziemię, czyli 1 AU (150 milionów km lub 93 miliony mil) od Słońca. CME wystrzeliwane w kierunku Ziemi nazywane są halo CME, ponieważ zbliżają się do Ziemi, wydają się większe niż Słońce, tworząc wokół siebie „halo” jasnej emisji koronalnej.
Częstość występowania CME zasadniczo odpowiada 11-letniemu cyklowi słonecznemu aktywności plam słonecznych, a CME występują częściej i są najbardziej intensywne w pobliżu maksimum słonecznego. CME powodują największe burze geomagnetyczne. Istnieją dwa główne rodzaje burz geomagnetycznych: burze nawracające i nieprądowe. Nawracające burze są powodowane przez obiekty na Słońcu zwane dziurami koronalnymi, które żyją przez kilka miesięcy i generują korotujące regiony interakcji (zakłócenia wiatru słonecznego, gdzie szybki wiatr słoneczny z dziur koronalnych dogania powolny wiatr słoneczny), które powtarzają się na 27 -dniowy okres rotacji słonecznej. Burze nieprądowe występują sporadycznie podczas całego obrotu słonecznego, ale są głównie napędzane przez CME. Regiony współzależności obserwowane są najczęściej podczas malejącej fazy cyklu słonecznego (kilka lat po maksimum słonecznym) do minimum słonecznego, natomiast CME najczęściej obserwuje się podczas maksimum słonecznego.
