冠状出血

CMEは下部コロナから噴出し、そこでは局所的な磁場に関連するプロセスが他のプロセスよりも優勢になります。その結果、コロナ磁場はCMEの形成と噴出において重要な役割を果たします。噴出前の構造は、太陽内部で太陽ダイナモによって最初に生成される磁場に由来します。これらの磁場は太陽表面（光球）まで上昇し、そこで磁束が高度に集中した局所領域を形成し、下部太陽大気に拡大して活動領域を形成します。光球では、活動領域の磁束はしばしば双極子配置、つまり磁場がアーチ状に配置された反対の磁極を持つ2つの隣接する領域に分布します。時間が経つにつれて、集中した磁束は打ち消し合い、太陽表面全体に分散し、過去の活動領域の残骸と融合して静穏な太陽の一部となります。噴火前のCME構造は、これらの領域の成長と衰退のさまざまな段階で存在しうるが、常に極性反転線（PIL）、つまり磁場の垂直成分の符号が反転する境界の上に位置する。PILは、活動領域内、その周辺、および活動領域間に存在するか、活動領域の残骸間の静穏な太陽で形成される。四重極磁場などのより複雑な磁束配置も、噴火前の構造を宿す可能性がある。^{[ 2 ] [ 3 ]}

噴火前の CME 構造が発達するためには、大量のエネルギーが蓄積され、すぐに放出できる状態になっている必要があります。下部コロナでは磁場プロセスが優勢であるため、エネルギーの大部分は磁気エネルギーとして蓄積されなければなりません。噴火前の構造から自由に放出できる磁気エネルギーは、磁気自由エネルギーまたは構造の非ポテンシャルエネルギーと呼ばれ、その構造の磁気構成によって蓄積された余剰磁気エネルギーと、基底となる光球磁束分布が理論的に取り得る最低エネルギー磁気構成、つまりポテンシャル場状態によって蓄積される磁気エネルギーとの差です。出現する磁束と光球の動きによって構造の足元が継続的に移動すると、ねじれやせん断としてコロナ磁場に磁気自由エネルギーが蓄積されることがあります。^{[ 4 ]}シグモイドと呼ばれる噴火前の構造の中には、せん断が蓄積されるにつれてS 字型または逆S字型になるものがあります。これは、活動領域のコロナループやフィラメントで観察されており、順方向Sシグモイドは南半球でより一般的であり、逆方向Sシグモイドは北半球でより一般的である。^{[ 5 ] [ 6 ]}

磁束ロープ（電流と磁気自由エネルギーを運ぶことができるねじれてせん断された磁束管）は、噴火後のCME構造の不可欠な部分である。しかし、磁束ロープが噴火前の構造に常に存在するのか、それとも噴火中に強くせん断されたコア磁場から生成されるのか（ § 開始を参照）については、現在も議論が続いている。^{[ 4 ] [ 7 ]}

噴火前の構造の中には、周囲のコロナプラズマよりも低温の物質で構成された、フィラメントとも呼ばれるプロミネンスを支えるものが見られる。プロミネンスは、プロミネンス空洞またはフィラメントチャネルと呼ばれる磁場構造の中に埋め込まれており、これらは噴火前の構造の一部を構成する可能性がある（§ コロナの特徴を参照）。

CMEの初期発生過程は、コロナ内の噴火前構造からの発生と、それに続く加速を伴う。しかし、観測データが不足しているため、CMEの初期発生過程に関わるプロセスは十分に解明されていない。

CMEの観測は通常、 CMEプラズマ内の自由電子による太陽光のトムソン散乱を測定する白色光コロナグラフによって行われます。 ^{[ 18 ]}観測されたCMEは、明るいコア、周囲の暗い空洞、明るい先端という3つの特徴のいずれか、またはすべてを持つ可能性があります。^{[ 19 ]}明るいコアは通常、CMEに埋め込まれたプロミネンス（§起源を参照）と解釈され、先端はCME磁束ロープの前方の圧縮されたプラズマ領域です。ただし、一部のCMEはより複雑な形状を示します。^{[ 8 ]} 

白色光コロナグラフの観測から、CMEは天球面上で20～3,200 km/s（12～2,000 mi/s）の速度に達し、平均速度は489 km/s（304 mi/s）であることが測定されている。^{[ 20 ]} CMEの速度の観測によると、CMEは太陽風の速度に達するまで加速または減速する傾向がある（§太陽圏での相互作用）。     

太陽から約50太陽半径（0.23天文単位）以上離れた惑星間空間で観測されるCMEは、惑星間CME、またはICMEと呼ばれることがある。^{[ 7 ]： 4} 

太陽風では、CMEは磁気雲として現れます。磁気雲は、磁場強度が増強され、磁場ベクトルが滑らかに回転し、陽子温度が低い領域として定義されています。^{[ 35 ]} CMEと磁気雲の関連性は、1982年にBurlagaらが、太陽最大ミッション（SMM）で観測された2日後にHelios-1で磁気雲を観測した際に示しました。^{[ 36 ]}しかし、地球近傍での観測は通常単一の宇宙機で行われるため、多くのCMEは磁気雲と関連付けられていません。Advanced Composition Explorer（ACE）などの衛星で観測される高速CMEの典型的な構造は、高速モード衝撃波に続いて高密度（かつ高温）のプラズマ鞘（衝撃波の下流領域）と磁気雲です。CMEには、磁気ホールが支配的なミラーモード構造が含まれる場合があります。^{[ 37 ]}

2024年4月23日に地球に衝突したCMEの観測では、シースの乱流がラグランジュ点から地球まで顕著に進化する可能性があることが示されました。^{[ 38 ]}シースの磁場変動は周囲の太陽風の変動よりも大きいため、^{[ 39 ]}これらは太陽活動の予測に使用できると考えられています。^{[ 40 ]}

磁気雲の特徴としては、上記の特徴に加えて、双方向の超熱電子、異常な電荷状態、鉄、ヘリウム、炭素、酸素の豊富さなどが挙げられます。

磁気雲がラグランジュ点（L1点）で衛星を通過するのにかかる典型的な時間は1日であり、これは半径0.15 AU、典型的な速度450 km/s（280 mi/s）、磁場強度20 nTに相当する。^{[ 41 ]}  

ハローコロナ質量放出は、白色光コロナグラフ観測でコロナグラフの遮蔽円盤を完全に囲む膨張するリングとして現れるCMEです。ハローCMEは、観測コロナグラフに向かうか、コロナグラフから離れる方向に向かうCMEとして解釈されます。膨張するリングが遮蔽円盤を完全に囲んでいないが、円盤の周囲に120度以上の角度幅がある場合、そのCMEは部分ハローコロナ質量放出と呼ばれます。部分ハローCMEと完全ハローCMEは、すべてのCMEの約10%を占め、すべてのCMEの約4%が完全ハローCMEであることがわかっています。^{[ 1 ]}前面側、つまり地球に直撃するハローCMEは、地球に衝突するCMEと関連付けられることが多いですが、すべての前面側ハローCMEが地球に衝突するわけではありません。^{[ 48 ]}

2019年、研究者たちは別の方法（ワイブル分布）を用いて、2018年から2027年の間に地球がキャリントン級の嵐に見舞われる確率を0.46%から1.88%と推定した。^{[ 49 ]}

CMEはオーロラを通して何千年もの間間接的に観測されてきた。CMEの発見以前に行われたその他の間接的な観測としては、地磁気擾乱の測定、電波ヘリオグラフによる太陽電波バーストの測定、惑星間衝撃波の現場測定などがある。^{[ 7 ]}

研究では、樹木の年輪中の炭素14や氷床コア中のベリリウム10（その他同位体）に、大規模な太陽フレアやCMEの痕跡が探されている。大規模な太陽嵐の痕跡は、774～775年と993～994年に発見されている。^{[ 50 ] [ 51 ]} 775年に蓄積された炭素14のレベルは、太陽活動の通常の変動の約20倍、キャリントンイベントの10倍以上の規模のイベントを示唆している。^{[ 52 ]}この代理データに基づくと、紀元前7176年のイベントは、西暦774～775年のイベントをも上回った可能性がある。^{[ 53 ]}

太陽フレアの物理現象が、さらに大規模なスーパーフレアの物理現象と類似しているかどうかはまだ不明である。太陽は、スーパーフレアを発生させることが知られている種類の恒星とは、大きさや自転速度などの重要な点で異なっている可能性がある。^{[ 51 ]}

記録されている最大の地磁気擾乱は、おそらくコロナ質量放出（CME）によるもので、1859年9月1日に初めて観測された太陽フレアと同時期に発生した。 1859年に発生したこの太陽嵐は、キャリントン現象と呼ばれている。フレアとそれに伴う黒点は肉眼で見ることができ、イギリスの天文学者R.C.キャリントンとR.ホジソンによってそれぞれ独立に観測された。フレアとほぼ同時期に、イギリスのロンドンにあるキューガーデンの磁力計が、後に磁気クロシェと呼ばれることになる現象を記録した。これは、電離軟X線による地球の電離層の擾乱によって地上の磁力計で検出された磁場である。1895年のX線の発見と1902年の電離層の認識よりも前の出来事であったため、当時は容易に理解できなかった。

フレア発生から約18時間後、地磁気嵐の一部として、複数の磁力計によってさらなる地磁気擾乱が記録された。この嵐により、最近構築された米国の電信網の一部が機能停止し、火災が発生したり、電信技師がショックを受けたりした。^{[ 44 ]}

2013 年 6 月、ロイズ・オブ・ロンドンと米国の大気環境研究所 (AER) の研究者による共同事業は、キャリントン事件のデータを使用して、現在同様の事件が発生した場合の米国単独のコストを6,000億ドル から 2.6 兆ドル ( 2024 年では7,940億ドルから3.44兆ドルに相当^{[ 54 ]} ) ^{[ 55 ]}と推定しました。これは当時、年間 GDP の約 3.6 % から 15.5 % に相当しました。一般経済へのこの影響に加えて、大規模な地磁気嵐が農業に及ぼす潜在的な影響を強調する研究もあります。ここでの影響は間接的で、工業生産の混乱により肥料や農薬などの農業投入物へのアクセスが失われることによるものです。これにより、世界的に収穫量が 38 % から 48 % 減少する可能性があり、中央ヨーロッパなどの一部の地域では収穫量が最大 75 % 減少すると推定されています。^{[ 56 ]}     

1872年2月にも別の強い太陽嵐が発生した。^{[ 57 ]} 1921年（これはいくつかの指標で比較できる）、1938年、1941年、1958年、1959年、1960年にもそれほど深刻ではない嵐が発生し、広範囲にわたる無線障害が報告された。

CMEの最初の光学観測は、1971年12月14日に軌道太陽観測衛星7号（OSO-7）のコロナグラフを使用して行われた。これは、海軍研究所のR. Touseyが1973年に発表した研究論文で初めて記述した。 ^{[ 58 ]}発見画像（256×256ピクセル）は、二次電子伝導（SEC）ビジコン管で収集され、7ビットにデジタル化された後、機器のコンピュータに転送された。その後、単純なランレングス符号化方式を使用して圧縮され、200ビット/秒で地上に送信された。圧縮されていない完全な画像を地上に送信するには44分かかった。テレメトリは、ポラロイドプリントに画像を構築する地上支援機器（GSE）に送信された。SECビジコンカメラのテストを担当していたNRLの電子技術者であるDavid Robertsが、日常業務を担当した。彼は、画像の一部が通常よりはるかに明るかったため、カメラが故障したと思った。しかし、次の画像では明るい領域が太陽から離れて移動しており、彼はすぐにこれが異常であることに気づき、上司のギュンター・ブリュックナー博士^{[ 59 ]}に報告し、その後、太陽物理学部門長のトゥージー博士に報告した。コロナ過渡現象の以前の観測、あるいは日食中に目視で観測された現象は、現在では本質的に同じものとして理解されている。

1972年8月の太陽嵐によるフレアとコロナ質量放出は、規模と影響の点でキャリントン現象に似ていたが、1859年の嵐とは異なり、極端な地磁気嵐を引き起こすことはなかった。

1994年11月1日、NASAは国際太陽地球物理学（ISTP）プログラム内の地球空間科学（GGS）プログラム_の惑星間コンポーネントとして、太陽風モニターとしてWind衛星を地球のL1ラグランジュ点周回軌道に打ち上げた。この衛星はスピン軸安定化衛星であり、熱エネルギーからMeVを超えるエネルギーまでの太陽風粒子、直流から13MHzの電波までの電磁放射、およびガンマ線を測定する8つの機器を搭載している。 

2006年10月25日、NASAはSTEREOを打ち上げた。これはほぼ同一の2機の宇宙船で、軌道上で大きく離れた位置から、CMEやその他の太陽活動の測定の初の立体画像を生成することができる。宇宙船は地球とほぼ同じ距離で太陽を周回し、一方は地球よりわずかに先行し、もう一方は地球より後方に位置する。両者の間隔は徐々に広がり、4年後には軌道上でほぼ正反対の位置になった。^{[ 60 ] [ 61 ]}

1989年3月9日、コロナ質量放出（CME）が発生し、4日後の3月13日に地球に衝突した。これにより、カナダのケベック州で停電が発生し、短波ラジオ放送に障害が生じた。

2012年7月23日、大規模で潜在的に被害をもたらす可能性のあるコロナ質量放出（CME）が発生したが、地球には直撃しなかった^{[ 62 ] [ 63 ]} 。多くの科学者はこの出来事をキャリントン級の出来事とみなしている。

2014年10月14日、太陽から離れたICMEが、太陽観測衛星PROBA2（ESA）、太陽・太陽圏観測衛星（ESA/NASA）、太陽力学観測衛星（NASA）によって撮影され、 STEREO-Aは1天文単位（AU）でその影響を直接観測した。ESAの金星探査機Venus Expressがデータを収集した。CMEは10月17日に火星に到達し、火星探査機Mars Express、MAVEN、火星探査機Mars Odyssey、火星科学研究所によって観測された。 10月22日、3.1 AU の 距離で、太陽と火星と完全に一直線に並んだ彗星67P/チュリュモフ・ゲラシメンコに到達し、ロゼッタ によって観測された。11月12 日、9.9 AUでは、 カッシーニ探査機が土星で観測した。ニュー ホライズンズ探査機は CMEが最初の噴火から3か月後に冥王星に31.6 AUまで接近したため、データで検出できる可能性がある。ボイジャー2号は 、17か月後にCMEが通過したと解釈できるデータを持っている。キュリオシティ探査車のRAD機器、マーズオデッセイ、ロゼッタ、カッシーニは、CMEの保護バブルが通過した際に銀河宇宙線が急激に減少した（フォーブッシュ減少）ことを示した。 ^{[ 64 ] [ 65 ]}

2024年5月の太陽嵐の間、プエルトリコまで南でオーロラが観測された。^{[ 66 ]}

• Gopalswamy, Natchimuthukonar; Mewaldt, Richard; Torsti, Jarmo (2006). Gopalswamy, Natchimuthukonar; Mewaldt, Richard A.; Torsti, Jarmo (編).太陽噴火と高エネルギー粒子. 地球物理学モノグラフシリーズ. 第 165巻. ワシントンD.C.: アメリカ地球物理学連合. Bibcode : 2006GMS...165.....G . doi : 10.1029/GM165 . ISBN 0-87590-430-0。

• Bell, Trudy E.; Phillips, Tony (2008年5月6日). 「超巨大太陽フレア」 . Science@NASA.
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• Odenwald, Sten F.; Green, James L. (2008年7月28日) 「太陽嵐に備えて衛星インフラを強化する」サイエンティフィック・アメリカン。
• Phillips, Tony (2008年5月27日). 「カートホイールコロナ質量放出」 . Science@NASA. 2021年2月25日時点のオリジナルよりアーカイブ。2017年7月12日取得。