コロナ質量放出（CME）、太陽の外気またはコロナからの磁化プラズマの大規模な噴火で、惑星間空間に外向きに伝播します。CMEは、Sunの主要な一時的な機能の1つです。磁気再結合の過程を通じて太陽磁場の爆発的な再構成によって形成されることが知られていますが、その正確な形成メカニズムはまだ理解されていません。
高速CMEは、太陽風に惑星間衝撃を与え、地球上で最も激しい地磁気嵐を引き起こします。宇宙天気の主な要因である地磁気嵐は、地球ベースの技術システムと宇宙ベースの技術システムの両方に大きな影響を与える可能性のある地球の磁気圏の乱れです。それらの形成過程、三次元構造、惑星間空間を伝播する際の進化、太陽フレアとの関係、地球の宇宙環境への影響は、太陽と宇宙物理学の研究の重要な分野です。
観察と外観
コロナグラフ（太陽の前に隠蔽円盤を配置して明るい光を遮る器具）が発明される前は、月が隠蔽円盤として機能していた皆既日食の間、太陽のコロナは数分間しか見えませんでした。 。1970年代初頭の宇宙ベースの太陽天文学の出現により、太陽のコロナの高解像度で比較的継続的な観測が可能になり、CMEの日常的な観測が可能になりました。
CMEは、太陽から離れて伝播し、周囲の太陽風と惑星間磁場（IMF）を混乱させて相互作用する高密度プラズマのループまたは泡として観察されます。惑星間CME（またはICME）と呼ばれる、太陽風の中で宇宙船によってその場で観測されたCMEは、しばしばねじれた磁場（または磁束ロープ）によって特徴付けられます。このようなICMEは一般に磁気雲と呼ばれます。
プロパティ
CMEは非常に大きくダイナミックな構造であり、10 15グラムを超えるソーラー材料を含むことができます。太陽から1 AU（1億5,000万キロ）の地球を通過すると、半径は0.25天文単位（AU、3700万km、2300万マイル）になります。地球に向けて発射されたCMEは、地球に近づくと太陽よりも大きく見え、その周りに明るいコロナ放射の「ハロー」を作るため、ハローCMEと呼ばれます。
CMEの発生率は通常、太陽黒点活動の11年間の太陽周期に従い、CMEはより頻繁に発生し、太陽の最大付近で最も強くなります。CMEは最大の地磁気嵐を引き起こします。地磁気嵐には、主に2つのタイプがあります。再発する嵐は、数か月間存続するコロナホールと呼ばれる太陽上の機能によって引き起こされ、27で繰り返される回転する相互作用領域（コロナホールからの速い太陽風が遅い太陽風に追いつく太陽風の乱れ）を生成します。日の太陽の回転期間。非再発性の嵐は太陽の回転全体に散発的に発生しますが、主にCMEによって引き起こされます。共回転相互作用領域は、太陽周期の衰退期（太陽極大から数年後）から太陽極小に最もよく見られますが、CMEは太陽極大時に最も頻繁に見られます。
