コロナ質量放出

コロナ質量放出( CME ) は、太陽のコロナから太陽圏へプラズマ質量が大量に放出される現象です。CME は太陽フレアやその他の太陽活動と関連付けられることが多いのですが、これらの関係について広く受け入れられている理論的理解は確立されていません。

CME が惑星間空間に入ると、惑星間コロナ質量放出( ICME )と呼ばれます。 ICME は地球の磁気圏に到達して衝突する可能性があり、そこで磁気嵐やオーロラを引き起こし、まれに電力網に損害を与えることがあります。 おそらく CME が原因で記録された最大の磁気擾乱は、1859 年の太陽嵐です。カリントン イベントとしても知られるこのイベントにより、新設された米国の電信ネットワークの一部が機能停止に陥り、火災が発生し、一部の電信オペレーターが感電しました。

太陽活動極大期付近では、太陽は毎日約 3 個の CME を生成しますが、太陽活動極小期付近では、5 日ごとに約 1 個の CME が生成されます。

CME は、太陽の大気から太陽風と惑星間空間に大量の物質を放出します。放出された物質は、主に磁場内に埋め込まれた電子と陽子からなるプラズマです。この磁場は、通常、ピッチ角が変化する螺旋状の磁場であるフラックスロープの形をしています。

放出される平均質量は 1.6 × 10 ¹²  kg (3.5 × 10 ¹²  lb) です。ただし、コロナグラフ測定では 2 次元データしか得られないため、CME の推定質量値は下限値にすぎません。

CME は、上にある磁場によって平衡を保っているコロナ内の、強くねじれたり剪断されたりした大規模な磁場構造から噴出します。

CME は下部コロナから噴出しますが、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、コロナの磁場は CME の形成と噴出に重要な役割を果たします。噴出前の構造は、太陽ダイナモによって太陽内部で最初に生成された磁場から生じます。これらの磁場は太陽の表面、つまり光球まで上昇し、そこで局所的に高濃度の磁束領域を形成し、太陽下層大気に拡大して活動領域を形成します。光球では、活動領域の磁束は双極子構成で分布していることが多く、つまり、磁極が反対の磁極を持つ 2 つの隣接領域の間で磁場がアーチ状に広がります。時間が経つにつれて、集中した磁束は打ち消されて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かな太陽の一部になります。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する可能性がありますが、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より上にあります。PILは活動領域内、周囲、および活動領域間に存在する場合もあれば、活動領域の残骸の間の静かな太陽で形成される場合もあります。四極子磁場などのより複雑な磁束構成でも、噴火前の構造が発生する可能性があります。^{[1] [2]}

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えられ、すぐに放出できる状態になっていなければならない。下層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えられているに違いない。噴火前の構造から自由に放出できる磁気エネルギーは、構造の磁気自由エネルギーまたは非ポテンシャルエネルギーと呼ばれ、基礎となる光球面磁束分布が理論的に取り得る最低エネルギーの磁気構成、つまりポテンシャル場状態によって蓄えられる磁気エネルギーに対する、構造の磁気構成によって蓄えられる過剰な磁気エネルギーである。構造の基点を継続的にシフトさせる出現する磁束と光球面の動きにより、コロナ磁場にねじれやせん断として磁気自由エネルギーが蓄積される可能性がある。^[3]シグモイドと呼ばれる噴火前の構造の中には、せん断が蓄積するにつれてS字型または逆S字型になるものがある。これは活動領域のコロナループとフィラメントで観測されており、南半球では順方向S字型シグモイドがより一般的で、北半球では逆方向S字型シグモイドがより一般的です。 ^{[4] [5]}

磁気ロープ（電流と磁気自由エネルギーを運ぶことができるねじれや剪断を受けた磁束管）は、噴火後のCME構造の不可欠な部分です。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剪断されたコアフィールドから生成されるのか（§ 発生を参照）は、現在も議論が続いています。^{[3] [6]}

いくつかの噴火前の構造は、周囲のコロナプラズマよりもはるかに低温の物質で構成されたフィラメントとしても知られるプロミネンスを支えることが観測されています。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に埋め込まれており、噴火前の構造の一部を構成する可能性があります (§ コロナシグネチャを参照)。

CME の初期進化には、コロナ内の噴出前構造からの発生と、それに続く加速が含まれます。CME の初期進化に関係するプロセスは、観測証拠が不足しているため、十分に理解されていません。

CME の発生は、平衡状態にある噴火前の構造が非平衡状態または準安定状態に入り、エネルギーが放出されて噴火を引き起こすときに発生します。CME の発生に関与する特定のプロセスについては議論があり、この現象を説明するために、物理的な推測に基づいてさまざまなモデルが提案されています。さらに、異なる CME は異なるプロセスによって発生する可能性があります。^{[6] : 175  [7] : 303}

発生前に磁気ロープが存在するかどうかは不明であり、存在する場合、理想的または非理想的な磁気流体力学（MHD）プロセスのいずれかがこの磁束ロープの排出を促進するか、または非理想的なプロセスによって噴出中に磁束ロープが生成されるかどうかは不明である。^{[8] [9] ：555}理想的なMHDでは、発生には理想的な不安定性または既存の磁束ロープに沿った壊滅的な平衡の喪失が伴う可能性がある：^[3]

• キンク不安定性は、磁束ロープが臨界点までねじれたときに発生し、磁束ロープはそれ以上ねじれに対して不安定になります。
• トーラス不安定性は、磁束ロープの上にあるアーケードの磁場強度が高さとともに急激に減少するときに発生します。この減少が十分に急速な場合、磁束ロープはそれ以上の膨張に対して不安定になります。^[10]
• カタストロフィーモデル には、均衡の壊滅的な喪失が含まれます。

非理想的なMHDでは、開始メカニズムには抵抗不安定性または磁気再結合が含まれる可能性があります。

• テザー切断、または磁束キャンセルは、強く剪断されたアーケードで、アーケードの反対側のほぼ反平行な磁力線が電流シートを形成し、互いに再接続するときに発生します。これにより、らせん状の磁束ロープが形成されるか、すでに存在する磁束ロープが成長して軸が上昇することがあります。
• 磁気ブレイクアウトモデルは、中心磁束システムの上にあるヌルポイントを持つ初期の四極磁気トポロジーで構成されています。せん断運動によりこの中心磁束システムが上昇すると、ヌルポイントが電流シートを形成し、コア磁束システムが上部の磁場と再接続します。^[9]

発生後、CME は、下部コロナからの上昇を促進または阻害するさまざまな力の影響を受けます。引き伸ばされた磁場によって発生する下向きの磁気張力と、それよりは少ないものの太陽の重力が、CME コア構造の動きを妨げます。十分な加速を実現するために、過去のモデルでは、コア磁場の下での磁気再結合、または不安定性や太陽風による加速などの理想的な MHD プロセスが考慮されていました。

CME イベントの大部分では、磁気再結合により、コアの下から光球へのストラッピング フィールドの接続が切断され、この再結合からの流出がコアを押し上げることで加速がもたらされます。最初の上昇が発生すると、上昇するコアの下のストラッピング フィールドの反対側は互いにほぼ反平行に向き、一緒になって PIL の上に電流シートを形成します。微視的な不安定性により、電流シートに沿って高速の磁気再結合が励起され、蓄積された磁気エネルギーが運動エネルギー、熱エネルギー、非熱エネルギーとして急速に放出されます。磁場の再構築により、ストラッピング フィールドと光球の接続が切断され、下向きの磁気張力が減少する一方で、上向きの再結合流出が CME 構造を押し上げます。コアが押し上げられ、ストラッピング フィールドの両側がますます接近して接触するため、正のフィードバック ループが発生し、磁気再結合と上昇がさらに発生します。上向きの再結合流出がコアを加速する一方で、同時に起こる下向きの流出が CME に関連する他の現象の原因となることがあります (§ コロナの特徴を参照)。

顕著な磁気再結合が発生しない場合、理想的なMHD不安定性または太陽風からの引きずり力によって理論的にはCMEが加速される可能性がある。しかし、十分な加速が提供されない場合、CME構造は失敗した噴出または閉じ込められた噴出と呼ばれる状態に後退する可能性がある。^{[9] [3]}

CMEの初期進化は、噴出プロミネンスや太陽フレアなど、低コロナで観測される他の太陽現象と頻繁に関連している。観測された特徴を持たないCMEは、ステルスCMEと呼ばれることもある。^{[11] [12]}

いくつかのCME噴火前構造に埋め込まれたプロミネンスは、CMEとともに噴火プロミネンスとして噴出することがある。噴火プロミネンスは、すべてのCMEの少なくとも70％と関連しており^[13]、多くの場合、CMEフラックスロープの基部に埋め込まれている。白色光コロナグラフで観察すると、噴火プロミネンス物質が存在する場合、それは高密度物質の観測された明るい核に対応する。^[7]

上昇する CME コア構造の電流シートに沿って磁気再結合が励起されると、下向きの再結合流出が下のループと衝突し、カスプ型の 2 つのリボンを持つ太陽フレアが形成される可能性があります。

CMEの噴出は、極端紫外線撮像望遠鏡にちなんでEIT波とも呼ばれるEUV波、または彩層で観測された場合にはモートン波と呼ばれるEUV波も生成する可能性があり、これはCMEの場所から放射される高速モードMHD波面である。^{[6] [3]}

コロナ減光は、下部コロナにおける極端紫外線と軟X線放射の局所的な減少である。CMEに関連する場合、コロナ減光は、関連するCMEの拡大中に質量流出によって引き起こされるプラズマ密度の減少により主に発生すると考えられている。これらは、反対の磁気極性の領域に位置するペアで発生する場合（コア減光）、またはより広範囲に発生する場合（二次減光）のいずれかであることが多い。コア減光は、噴出するフラックスロープの基点の位置として解釈され、二次減光はCME構造全体の拡大の結果として解釈され、通常、より拡散して浅い。^[14]コロナ減光は1974年に初めて報告され、^{[15] 、その外観が}コロナホールに似ているため、一時的コロナホールと呼ばれることもあった。^[16]

CME の観測は、通常、白色光コロナグラフで行われ、これは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。 ^[17]観測される CME には、明るい核、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がある。^[18]明るい核は通常、CME に埋め込まれた突起物として解釈され (§ 起源を参照)、先端は CME フラックスロープの前方にある圧縮されたプラズマの領域である。ただし、一部の CME はより複雑な形状を示す。^[7]

白色光コロナグラフ観測によると、CMEは天空面で20～3,200km/s（12～2,000mi/s）の速度に達し、平均速度は489km/s（304mi/s）に達することが測定されています。^[19] 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ります（§ 太陽圏での相互作用）。

太陽から約50太陽半径（0.23AU）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と呼ばれることもあります。^{[6] : 4}

CME が太陽圏を伝播するにつれて、周囲の太陽風、惑星間磁場、他の CME や天体と相互作用する可能性があります。

CMEは空気抵抗の力を受ける可能性があり、その力は太陽風との運動学的平衡に作用する。その結果、太陽風より速いCMEは減速する傾向があり、太陽風より遅いCMEは速度が太陽風と一致するまで加速する傾向がある。^[20]

CME が太陽圏を伝播するにつれてどのように進化するかは、ほとんどわかっていません。進化のモデルは、いくつかの CME には正確ですが、他の CME には正確ではありません。空気抵抗と除雪車モデルは、ICME の進化は太陽風との相互作用によって決まると仮定しています。空気抵抗だけで ICME の進化を説明できる場合もありますが、すべての ICME を説明できるわけではありません。^{[6] : 199}

CME は通常、太陽を離れてから 1 ～ 5 日後に地球に到達します。最も強い減速または加速は太陽の近くで発生しますが、地球の軌道 (1 AU ) を超えても継続することがあり、これは火星^[21]と宇宙船ユリシーズ^[22]での測定で観測されています。約 500 km/s (310 mi/s) を超える速度の ICME は、最終的に衝撃波を引き起こします。^[23]これは、太陽風とともに移動する参照フレーム内の ICME の速度が、局所的な高速磁気音速よりも速い場合に発生します。このような衝撃はコロナグラフ^[24]によってコロナ内で直接観測されており、タイプ II の電波バーストに関連しています。これらは、2 R _☉ (太陽半径)ほどの低さで形成されることもあると考えられています 。これらは、太陽の高エネルギー粒子の加速とも密接に関連しています。^[25]

ICMEが惑星間媒体中を伝播するにつれて、 CME-CME相互作用またはCME共食いと呼ばれる現象で他のICMEと衝突することがあります。^{[9] : 599}

このようなCME同士の相互作用では、最初のCMEが2つ目のCMEの道を開くことがあり^{[26] [27] [28]}、2つのCMEが衝突すると^{[29] [30]、}地球にさらに深刻な影響をもたらす可能性があります。 歴史的記録によると、最も極端な宇宙天気イベントには複数の連続したCMEが関係していました。 たとえば、1859年の有名なキャリントンイベントでは、数回の噴火があり、低緯度で4晩にわたってオーロラが見られました。^[31]同様に、1770年9月の太陽嵐は9日間近く続き、低緯度で繰り返しオーロラが発生しました。^[32]太陽と地球の間で起こる2つの中程度のCMEの相互作用により、地球上で極端な状況が発生する可能性があります。 最近の研究では、CMEの磁気構造、特にそのキラリティー/利き手は、地球の磁場との相互作用に大きな影響を与える可能性があることが示されています。この相互作用は、惑星間磁場との磁気再結合を通じて、磁束、特に南向きの磁場成分の保存または喪失をもたらす可能性がある。^[33]

太陽風の中で、CMEは磁気雲として現れる。それらは、磁場の強度が高まり、磁場ベクトルがスムーズに回転し、陽子温度が低い領域として定義されてきた。^[34] CMEと磁気雲の関係は、1982年にBurlagaらによって、SMMによる観測の2日後にHelios-1によって磁気雲が観測されたときに明らかにされた。^[35]しかし、地球近傍の観測は通常単一の宇宙船によって行われるため、多くのCMEは磁気雲と関連しているとは考えられていない。ACEなどの衛星によって観測される高速CMEの典型的な構造は、高速モードの衝撃波に続いて高密度（かつ高温）のプラズマシース（衝撃波の下流領域）と磁気雲が続くものである。

現在では、上記のものに加えて、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、磁気雲の他の特徴も使用されています。

磁気雲がL1点の衛星を通過するのにかかる典型的な時間は1日で、半径0.15AUに相当し、典型的な速度は450km/s（280mi/s）、磁場強度は20nTです。[ ^36]

放出頻度は太陽活動周期の位相に依存し、太陽活動極小期には1日あたり約0.2個、太陽活動極大期には1日あたり3.5個となる。^[37]しかし、CMEの発生率がピークとなるのは、太陽黒点数が最大になってから6～12か月後であることが多い。^[3]

CME のうち、地球に向けられて地球に到達するのはごくわずかです。地球に到達する CME は衝撃波となって磁気嵐を引き起こし、地球の磁気圏を乱し、昼側を圧縮して夜側の磁気尾を延長させます。磁気圏が夜側で再結合すると、テラワット単位のエネルギーが地球の上層大気に放出されます。^{[要出典]これにより、} 1989 年 3 月の磁気嵐のような現象が発生する可能性があります。

CMEは太陽フレアとともに無線通信を妨害し、衛星や送電線設備に損害を与え、大規模かつ長期にわたる停電を引き起こす可能性がある。^{[38] [39]}

CMEによって引き起こされる上部コロナの衝撃波も、太陽の高エネルギー粒子を地球に向かって加速させ、徐々に太陽粒子現象を引き起こす可能性があります。これらの高エネルギー粒子と地球との相互作用により、特に高緯度の極域で電離層の自由電子数が増加し、特に電離層のD領域内で電波吸収が強化され、極冠吸収現象につながります。^[40]

CMEと地球の磁気圏との相互作用は、外帯放射線に劇的な変化をもたらし、相対論的粒子フラックスが桁違いに減少または増加する。^{[定量化] [41]放射線帯粒子フラックスの変化は、様々な}プラズマ波との相互作用による相対論的電子の加速、散乱、および放射状拡散によって引き起こされる。^[42]

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掩蔽ディスクを完全に取り囲む拡大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、または観測コロナグラフから離れる方向を向く CME として解釈されます。拡大リングが掩蔽ディスクを完全に取り囲んでいないが、ディスクの周囲に 120 度以上の角度幅を持つ場合、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、完全ハロー CME はすべての CME の約 4% を占めることがわかっています。^[43]フロントサイド、または地球に直接衝突するハロー CME は、地球に衝突する CME と関連付けられることがよくありますが、すべてのフロントサイド ハロー CME が地球に衝突するわけではありません。^[44]

2019年、研究者たちは別の方法（ワイブル分布）を用いて、今後10年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。^[45]

CMEはオーロラを介して数千年にわたって間接的に観測されてきました。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、太陽電波バーストの電波ヘリオグラフ測定、惑星間衝撃波のその場測定などがあります。^[6]

記録されている最大の地磁気擾乱は、おそらく 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一致している。結果として生じた 1859 年の太陽嵐は、カリントン イベントと呼ばれている。フレアとそれに伴う黒点は肉眼で見ることができ、フレアはイギリスの天文学者RC カリントンとR. ホジソンによって独立して観測された。フレアとほぼ同時期に、キュー庭園の磁力計が、後に磁気クロッシェとして知られるようになる磁場を記録した。これは、電離軟 X 線による地球の電離層の擾乱によって誘導された磁場で、地上の磁力計によって検出された。これは、1895 年の X 線の発見や 1902 年の電離層の認識よりも前のことであったため、当時は容易に理解できなかった。

フレアの約18時間後、地磁気嵐の一環として、複数の磁力計によってさらなる地磁気の変動が記録された。この嵐により、最近構築された米国の電信ネットワークの一部が機能しなくなり、火災が発生し、一部の電信オペレーターが感電した。^[39]

CME の最初の光学観測は、1971 年 12 月 14 日に軌道上太陽観測衛星 7 号(OSO-7) のコロナグラフを使用して行われました。これは、1973 年に発表された研究論文で、海軍研究所の R. タウジーによって初めて説明されました。 ^[46]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ーに転送されました。次に、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ました。完全な非圧縮画像を地上に送信するには 44 分かかります。テレメトリは地上支援装置 (GSE) に送信され、そこで画像がポラロイドプリント上に構築されました。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デビッド ロバーツが、日常の運用を担当しました。彼は、画像のある部分が通常よりもかなり明るかったため、カメラが故障したのだと考えました。しかし、次の画像では明るい部分が太陽から遠ざかっており、彼はすぐにこれが異常だと認識し、上司のギュンター・ブリュックナー博士^[47]に、次に太陽物理学部門の責任者であるタウジー博士に報告しました。コロナの過渡現象に関する以前の観測や、日食中に視覚的に観察された現象は、現在では本質的に同じものであると理解されています。

1994 年 11 月 1 日、NASA は、国際太陽地球物理学 (ISTP) プログラム内の全球地球空間科学(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地球のL ₁ラグランジュ点を周回するWind宇宙船を打ち上げました。この宇宙船は、スピン軸安定化衛星で、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、DC から 13 MHz の電波までの電磁放射、ガンマ線を測定する 8 つの機器を搭載しています。^{[引用が必要]}

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、軌道上の離れた地点からCMEやその他の太陽活動の測定結果を初めて立体的に撮影することができる。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わずかに遅れている。宇宙船同士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。^{[48] [49]}

1989 年 3 月 9 日にCME が発生し、4 日後の 3 月 13 日に地球を襲いました。この CME により、カナダのケベック州で停電が発生し、短波無線の干渉も発生しました。

2012年7月23日、大規模で潜在的に被害をもたらす太陽のスーパーストーム（太陽フレア、CME、太陽EMP）が発生したが、地球には影響が及ばなかった。 ^{[50] [51]多くの科学者はこれを}キャリントンクラスのイベントであると考えている。

2014年10月14日、太陽観測衛星PROBA2（ESA）、太陽・太陽圏観測衛星（ESA/NASA）、太陽ダイナミクス観測衛星（NASA）によって、太陽から離れたICMEが撮影され、STEREO-Aがその影響を直接観測した。1  AU。ESAのビーナスエクスプレスがデータを収集しました。CMEは10月17日に火星に到達し、マーズエクスプレス、MAVEN、マーズオデッセイ、マーズサイエンスラボラトリーのミッションによって観測されました。10月22日、3.1  AUで、太陽と火星と完全に一直線に並ぶチュリュモフ・ゲラシメンコ彗星 67P に到達し、ロゼッタによって観測されました。11月12日、9.9  AUで、土星のカッシーニによって観測されました。ニューホライズンズ探査機はCMEが最初の噴出から3か月後に通過したとき、火星は冥王星に31.6AU接近しており、データで検出できる可能性があります。ボイジャー2号 は、 17か月後にCMEの通過と解釈できるデータを持っています。キュリオシティローバーの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ときに銀河宇宙線の突然の減少（フォーブッシュ減少）を示しました。 ^{[52] [53]}

他の恒星でも少数のCMEが観測されているが、2016年時点でそれらはすべて赤色矮星^[update]で発見されている。^{[54]これらは主に分光法、最も頻繁には}バルマー線の研究によって検出されている。観測者に向かって放出された物質は、ドップラーシフトのためにラインプロファイルの青い翼に非対称性を引き起こす。^[55]この増強は、恒星の円盤上で発生した場合は吸収（物質が周囲よりも冷たい）で、円盤の外側にある場合は放射で見られる。観測されたCMEの投影速度は、≈84〜5,800 km/s（52〜3,600 mi/s）の範囲である。^{[56] [57]} UVまたはX線データでは、より短い波長で恒星CMEの候補となるものはほとんどない。 ^{[58] [59] [60] [61]}太陽の活動と比較すると、他の恒星でのCME活動ははるかに少ないようである。^{[55] [62]恒星CMEの検出数が少ない理由は、モデルと比較してCMEの固有発生率が低いこと（例えば、}磁気抑制による）、投影効果、または恒星CMEのプラズマパラメータが不明なためにバルマーシグネチャが過大評価されていることなどが考えられます。^[63]

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• 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 DC: アメリカ地球物理学連合。Bibcode : 2006GMS...165.....G。doi : 10.1029/ GM165。ISBN 0-87590-430-0。

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ウィキメディア・コモンズには、コロナ質量放出に関連するメディアがあります。

• NOAA/NWS 宇宙天気予報センター
• コロナ質量放出に関するよくある質問
• STEREO と SOHO が観測した CME 発生率と太陽黒点数の関係 (PNG プロット) / (テキスト バージョン)