코로나 질량 방출

Coronal mass ejection
코로나 질량 방출은 일반적으로 백색광 코로나그래프에서 볼 수 있습니다.
에 대한 일련의 기사의 일부
태양물리학
Heliospheric current sheet
태양권 전류 시트
펀더멘털
행성간 매체
자기권
태양현상

코로나 질량 방출(CME)은 자기장과 동반된 플라즈마 질량이 태양 코로나로부터 태양권으로 방출되는 것입니다. CME는 종종 태양 플레어 및 기타 태양 활동 형태와 관련이 있지만 이러한 관계에 대해 널리 받아들여지는 이론적 이해는 확립되지 않았습니다.

CME가 행성간 공간에 들어가면 이를 행성간 코로나 질량 방출(ICME)이라고 합니다. ICME는 지구 자기권에 도달하여 충돌할 수 있으며, 여기서 지자기 폭풍, 오로라 및 드물게 전력망 손상을 일으킬 수 있습니다. CME에서 비롯된 것으로 추정되는 가장 큰 기록된 지자기 섭동은 1859년의 태양 폭풍이었습니다. 캐링턴 사건이라고도 알려진 이 사건은 새로 생긴 미국 전신망의 일부를 무력화시켜 화재를 일으키고 일부 전신 운영자들에게 충격을 주었습니다.

태양 극대기 근처에서 태양은 매일 약 3개의 CME를 생성하는 반면, 태양 극 극소기 근처에서는 5일마다 약 1개의 CME를 생성합니다.

물리적 설명

CME는 태양 대기에서 태양풍과 행성간 공간으로 대량의 물질과 자속을 방출합니다. 방출된 물질은 방출된 자기장 내에 주로 전자와 양성자로 구성된 플라즈마입니다. 이 자기장은 일반적으로 피치각이 변화하는 나선형 자기장인 플럭스 로프의 형태입니다.

분출되는 평균 질량은 1.6×1012 kg(3.5×1012 lb)입니다. 그러나 코로나그래프 측정은 2차원 데이터만 제공하기 때문에 CME의 추정 질량 값은 하한에 불과합니다.

CME는 코로나의 강력하게 꼬이거나 전단된 대규모 자기장 구조에서 분출되며, 이 구조는 중첩된 자기장에 의해 평형 상태를 유지합니다.

기원.

광권에서 나오는 자기장의 단순화 모형

CME는 지역 자기장과 관련된 프로세스가 다른 프로세스보다 지배적인 하부 코로나에서 분출됩니다. 따라서 CME의 생성과 분출에는 코로나 자기장이 중요한 역할을 합니다. 분출 전 구조는 태양 발전기에 의해 처음에 태양 내부에서 생성된 자기장에서 비롯됩니다. 이 자기장들은 태양 표면, 즉 광구로 올라가며, 여기서 고도로 농축된 자속의 국부적인 영역을 형성하고, 활동적인 영역을 형성하는 낮은 태양 대기로 확장될 수 있습니다. 광구에서 활성 영역 자속은 종종 쌍극자 구성, 즉 자기장이 아치를 이루는 반대 자기 극성의 인접한 두 영역으로 분포됩니다. 시간이 지남에 따라 집중된 자속은 태양 표면을 가로질러 취소되고 분산되며, 과거 활동 영역의 잔해와 합쳐져 조용한 태양의 일부가 됩니다. 발생 전 CME 구조는 이러한 영역의 성장과 붕괴의 다양한 단계에 존재할 수 있지만 항상 극성 반전 라인(PIL) 또는 자기장의 수직 성분의 부호가 반전되는 경계 위에 놓여 있습니다. PIL은 활성 영역, 주변 및 활성 영역 사이에 존재하거나 활성 영역 잔재 사이의 조용한 태양에서 형성될 수 있습니다. 4극자장과 같은 더 복잡한 자속 구성은 또한 발생 전 구조를 호스트할 수 있습니다.[1][2]

발생 전 CME 구조가 발달하기 위해서는 많은 양의 에너지가 저장되어야 하고 쉽게 방출될 수 있어야 합니다. 하부 코로나에서 자기장 과정이 지배적이기 때문에 대부분의 에너지는 자기 에너지로 저장되어야 합니다. 구조물의 자기 자유 에너지 또는 비포텐셜 에너지라고 하는, 발생 전 구조물로부터 자유롭게 방출될 수 있는 자기 에너지, 구조물의 자기 구성에 의해 저장된 초과 자기 에너지는 기본 광구 자속 분포가 이론적으로 취할 수 있는 가장 낮은 에너지 자기 구성에 의해 저장된 초과 자기 에너지, 즉 전위장 상태입니다. 출현하는 자속과 광구 운동이 구조물의 발점을 연속적으로 이동시키면 코로나 자기장에서 비틀림 또는 전단으로 자기 자유 에너지가 축적될 수 있습니다.[3] sigmoids라고 불리는 일부 발생 전 구조는 전단이 축적됨에 따라 S 또는 역-S 형태를 띨 수 있습니다. 이것은 남반구에서 더 흔한 전방-S 시그모이드와 북반구에서 더 흔한 역-S 시그모이드를 가진 활성 영역 코로나 루프와 필라멘트에서 관찰되었습니다.[4][5]

그러나, 전류 및 자기 자유 에너지를 운반할 수 있는 자기 플럭스 튜브인 비틀림 및 전단된 자기 플럭스 튜브(twisted and sheared magnetic flux tube)는 사용 후 CME 구조에서 필수적인 부분이지만, 플럭스 로프가 항상 분출 전 구조에 존재하는지 또는 강하게 전단된 코어 필드에서 분출되는 동안 생성되는지 여부( § 개시 참조)는 지속적인 논쟁의 대상입니다.

일부 부식 전 구조는 주변의 코로나 플라즈마보다 훨씬 더 차가운 물질로 구성된 필라멘트라고도 알려진 돌출부를 지지하는 것으로 관찰되었습니다. 돌출부는 돌출부 공동 또는 필라멘트 채널이라고 하는 자기장 구조에 내장되어 있으며, 이는 파열 전 구조의 일부를 구성할 수 있습니다( § Coronal signature 참조).

초기진화

CME의 초기 진화는 코로나의 발생 전 구조로부터 시작되는 것과 그에 따른 가속을 포함합니다. CME의 초기 진화와 관련된 과정은 관찰 증거 부족으로 인해 제대로 이해되지 않습니다.

개시

CME 개시는 평형 상태의 분출 전 구조가 분출을 구동하기 위해 에너지가 방출될 수 있는 비평형 또는 준안정 상태에 들어갈 때 발생합니다. CME 개시와 관련된 구체적인 과정들이 논의되고 있으며, 물리적 추측에 근거하여 이 현상을 설명하기 위한 다양한 모델들이 제안되었습니다. 또한, 서로 다른 CME는 서로 다른 프로세스에 의해 시작될 수 있습니다.[6]: 175 [7]: 303

자속 로프가 개시 전에 존재하는지, 이 경우 이상적이거나 비이상적인 자기유체역학(MHD) 프로세스가 이 자속 로프의 배출을 유도하는지, 또는 비이상적 프로세스에 의해 분출 중에 자속 로프가 생성되는지 여부는 알 수 없습니다.[8][9]: 555 이상적인 MHD 하에서, 개시는 기존 플럭스 로프를 따라 이상적인 불안정성 또는 치명적인 평형 손실을 수반할 수 있습니다.[3]

  • 꼬임 불안정성은 자속 로프가 임계점까지 꼬일 때 발생하며, 이에 따라 자속 로프가 불안정하여 더 이상 꼬일 수 없습니다.
  • 토러스 불안정성은 플럭스 로프 위에 있는 아케이드의 자기장 세기가 높이에 따라 급격히 감소할 때 발생합니다. 이 감소가 충분히 빠르면 플럭스 로프가 불안정하여 추가로 팽창합니다.[10]
  • 재난 모델은 균형의 치명적인 손실을 수반합니다.

비이상적인 MHD 하에서, 개시 메커니즘은 저항성 불안정성 또는 자기 재접속을 수반할 수 있습니다.

  • 테더 컷팅 또는 플럭스 캔슬레이션은 아케이드의 반대편에 있는 거의 반평행 필드 라인이 전류 시트를 형성하고 서로 다시 연결될 때 강력하게 전단된 아케이드에서 발생합니다. 이는 나선형 플럭스 로프를 형성하거나 이미 존재하는 플럭스 로프가 성장하여 그 축이 상승하게 할 수 있습니다.
  • 자기 분열 모델은 중앙 플럭스 시스템 위에 널 포인트가 있는 초기 4극 자기 토폴로지로 구성됩니다. 전단 운동으로 인해 중앙 플럭스 시스템이 상승함에 따라 널 포인트는 전류 시트를 형성하고 코어 플럭스 시스템은 중첩 자기장과 다시 연결됩니다.[9]
태양열 필라멘트가 발사되는 비디오

초기가속도

개시 후, CME는 하부 코로나를 통해 상승을 보조하거나 억제하는 다양한 힘을 받습니다. 스트래핑 자기장이 늘어날 때 작용하는 아래쪽 자기 장력은 태양의 중력이 코어 CME 구조의 움직임에 반대합니다. 충분한 가속이 제공되기 위해 과거 모델은 코어 필드 아래의 자기 재접속 또는 불안정 또는 태양풍으로부터의 가속과 같은 이상적인 MHD 프로세스를 포함했습니다.

대부분의 CME 이벤트에서 가속은 자기 재접속에 의해 코어 아래로부터 광권에 대한 스트래핑 필드의 연결부를 절단하고 이 재접속으로부터 유출된 코어를 위로 밀어냄으로써 제공됩니다. 초기 상승이 발생하면 상승 코어 아래의 스트래핑 필드의 반대쪽이 거의 반평행으로 배향되고 PIL 위에 전류 시트가 형성됩니다. 미세한 불안정성에 의해 빠른 자기 재접속이 전류 시트를 따라 들뜨게 되어 저장된 자기 에너지가 운동 에너지, 열 에너지 및 비열 에너지로 빠르게 방출될 수 있습니다. 자기장의 재구조화는 광권에 대한 스트래핑 필드의 연결부를 절단하여 하향 자기 장력을 감소시키고, 상향 재접속 유출은 CME 구조를 상향으로 밀어냅니다. 코어가 위로 밀리고 스트래핑 필드의 측면이 점점 더 밀착되어 추가적인 자기 재연결 및 상승을 생성하는 양의 피드백 루프가 생성됩니다. 상부 재접속 유출은 노심을 가속화하는 반면, 동시에 하부로 유출되는 것은 CME와 관련된 다른 현상의 원인이 되기도 합니다( § Coronal signature 참조).

이론적으로는 상당한 자기적 재접속이 일어나지 않는 경우 이상적인 MHD 불안정성이나 태양풍에 의한 끌림력이 CME를 가속화할 수 있습니다. 그러나 충분한 가속이 제공되지 않는 경우 CME 구조는 실패 또는 제한된 분화로 다시 떨어질 수 있습니다.[9][3]

코로나 서명

CME의 초기 진화는 종종 폭발적인 돌출부와 태양 플레어와 같은 낮은 코로나에서 관찰되는 다른 태양 현상과 관련이 있습니다. 관찰된 서명이 없는 CME를 스텔스 CME라고 부르기도 합니다.[11][12]

일부 CME 사전 분출 구조에 내장된 돌출부는 CME를 분출 돌출부로 하여 분출될 수 있습니다. 분출성 돌출부는 모든[13] CME의 적어도 70%와 관련이 있으며 종종 CME 플럭스 로프의 기저부에 내장됩니다. 백색광 코로나그래프에서 관찰할 때, 분출되는 두드러진 물질은 존재하는 경우, 관찰된 밝은 밀도의 물질핵에 해당합니다.[7]

상승하는 CME 코어 구조의 전류 시트를 따라 자기 재접속이 여기되면 하향 재접속 유출이 아래 루프와 충돌하여 커스프 모양의 2리본 태양 플레어를 형성할 수 있습니다.

CME 분출은 또한 극자외선 영상망원경의 이름을 따서 EIT 파동으로 알려지거나, 채층에서 관측될 때 모어톤 파동으로 알려지기도 하는 EUV 파동을 생성할 수 있으며, 이는 CME 지점에서 나오는 고속 모드 MHD 파면입니다.[6][3]

코로나 조광(coronal dimming)은 하부 코로나에서 극자외선 및 연자외선 방출이 국부적으로 감소하는 것입니다. CME와 관련된 경우, 코로나 디밍은 관련된 CME의 팽창 동안 대량 유출에 의한 혈장 밀도의 감소로 인해 주로 발생하는 것으로 생각됩니다. 이들은 종종 반대 자기 극성의 영역, 코어 조광 또는 더 넓은 영역, 2차 조광 내에 위치한 쌍으로 발생합니다. 코어 조광은 분출하는 플럭스 로프의 풋포인트 위치로 해석됩니다. 2차 조광은 전체 CME 구조의 확장의 결과로 해석되며 일반적으로 더 확산되고 얕습니다.[14] 관상 조광은 1974년에 처음 보고되었으며,[15] 관상 구멍과 유사한 모양 때문에 일시적인 관상 구멍으로 불리기도 했습니다.[16]

전파

CME의 관측은 일반적으로 CME 플라즈마 내에서 자유 전자의 Thomson 산란을 측정하는 백색광 코로나그래프를 통해 이루어집니다.[17] 관측된 CME는 밝은 코어, 어두운 주변 공동, 밝은 선두 가장자리의 세 가지 특징 중 일부 또는 전부를 가질 수 있습니다.[18] 일반적으로 밝은 코어는 CME 플럭스 로프보다 앞쪽에 압축 플라즈마 영역이 있는 CME에 내장된 돌출부로 해석됩니다(예: § 오리진 참조). 그러나 일부 CME는 더 복잡한 기하학적 구조를 보여줍니다.[7]

백색광 코로나그래프 관측에 따르면 CME는 1996년과 2003년 평균 489km/s(304mi/s)의 속도로 20~3,200km/s(12~2,000mi/s) 범위의 하늘 평면에서 속도에 도달하는 것으로 측정되었습니다.[19] CME 속도를 관찰한 결과, CME는 태양풍의 속도에 도달할 때까지 가속하거나 감속하는 경향이 있습니다(태양권에서의 § 상호작용).

태양으로부터 약 50 태양 반지름(0.23 AU) 이상 떨어진 거리에서 행성간 우주에서 관측될 때 CME는 행성간 CME 또는 ICME로 불리기도 합니다.[6]: 4

태양권에서의 상호작용

CME는 태양권을 통해 전파될 때 주변의 태양풍, 행성간 자기장, 그리고 다른 CME 및 천체들과 상호작용할 수 있습니다.

CME는 태양풍과 운동학적 평형을 이루기 위해 작용하는 공기역학적 항력을 경험할 수 있습니다. 결과적으로 태양풍보다 빠른 CME는 속도가 느려지는 반면 태양풍보다 느린 CME는 속도가 태양풍과 일치할 때까지 속도가 빨라지는 경향이 있습니다.[20]

CME가 태양권을 통해 전파될 때 어떻게 진화하는지는 잘 알려져 있지 않습니다. 일부 CME에는 정확하지만 다른 CME에는 정확한 진화 모델이 제안되었습니다. 공기역학적 항력 및 제설기 모델은 ICME 진화가 태양풍과의 상호작용에 의해 지배된다고 가정합니다. 공기역학적 항력만으로는 일부 ICME의 진화를 설명할 수 있지만, 모든 ICME의 진화를 설명할 수는 없습니다.[6]: 199

CME를 따라 금성을 지나 지구를 지나 태양이 지구의 바람과 바다를 움직이는 방법을 탐구합니다.

CME는 일반적으로 태양을 떠난 지 1일에서 5일 후에 지구에 도달합니다. 가장 강력한 감속이나 가속은 태양[21] 가까이에서 일어나지만, 화성과 율리시스 우주선의 측정을 통해 관측된 지구 궤도(1AU)를 넘어서도 계속될 수 있습니다.[22] 약 500km/s(310 mi/s)보다 빠른 ICME는 결국 충격파를 구동합니다.[23] 이것은 태양풍과 함께 움직이는 기준틀의 ICME의 속도가 국부적으로 빠른 자기소닉 속도보다 빠를 때 발생합니다. 그러한 충격은 코로나에서 코로나 그래프에[24] 의해 직접 관찰되었으며, 유형 II 전파 폭발과 관련이 있습니다. 그들은 때때로 2개 정도까지 낮게 형성되는 것으로 생각됩니다. R (solar 반경). 그들은 또한 태양 에너지 입자의 가속과 밀접하게 연결되어 있습니다.[25]

ICME는 행성간 매체를 통해 전파될 때 CME-CME 상호작용 또는 CME 식인 풍습이라고 하는 다른 ICME와 충돌할 수 있습니다.[9]: 599

이러한 CME-CME 상호작용 동안, 첫 번째 CME는 두 번째[26][27][28] CME에 대한 길을 열어줄 수도 있고 또는 두 CME가 충돌할[29][30] 때 지구에 더 심각한 영향을 미칠 수도 있습니다. 역사적 기록에 따르면 가장 극단적인 우주 기상 현상은 여러 번의 연속적인 CME를 수반했습니다. 예를 들어, 1859년에 있었던 유명한 캐링턴 사건은 여러 번의 폭발을 일으켰고 4일 밤 동안 낮은 위도에서 오로라를 볼 수 있게 만들었습니다.[31] 마찬가지로, 1770년 9월의 태양 폭풍은 거의 9일 동안 지속되었고 또한 반복적인 낮은 위도의 오로라를 일으켰습니다.[32] 태양과 지구 사이의 중간 정도의 두 CME 사이의 상호작용은 지구에 극단적인 조건을 만들 수 있습니다. 최근의 연구들은 CME의 자기 구조, 특히 그것의 특성/손잡이가 그것이 지구 자기장과 상호작용하는 방식에 큰 영향을 미칠 수 있다는 것을 보여주었습니다. 이 상호작용은 행성간 자기장과의 자기 재연결을 통해 자속, 특히 그 남쪽 자기장 성분의 보존 또는 손실을 초래할 수 있습니다.[33]

형태학

태양풍에서 CME는 자기 구름으로 나타납니다. 그들은 향상된 자기장 세기, 자기장 벡터의 매끄러운 회전, 낮은 양성자 온도의 영역으로 정의되었습니다.[34] CME와 자기 구름 사이의 연관성은 1982년 Burlaga et al. 이 SMM에 의해 관측된 지 이틀 후 Helios-1에 의해 자기 구름이 관측되었을 때 만들어졌습니다.[35] 그러나 지구 근처의 관측은 일반적으로 단일 우주선에 의해 이루어지기 때문에 많은 CME가 자기 구름과 연관된 것으로 간주되지 않습니다. ACE와 같은 위성에 의해 빠른 CME에서 관찰되는 일반적인 구조는 빠른 모드 충격파에 이어 플라즈마(충격의 하류 영역)의 조밀한(그리고 뜨거운) 피복과 자기 구름입니다.

오늘날 자기 구름의 특징은 앞에서 설명한 것 외에도 양방향 초열 전자, 비정상적인 전하 상태 또는 철, 헬륨, 탄소 및/또는 산소의 풍부함 등이 사용됩니다.

L1 지점에서 자기 구름이 위성을 통과하여 이동하는 일반적인 시간은 반경 0.15AU에 해당하는 1일이며, 일반적인 속도는 450km/s(280 mi/s), 자기장 세기는 20nT입니다.[36]

태양 주기

자세한 정보: 태양 주기

방출 빈도는 태양 주기의 위상에 따라 달라집니다: 태양 극솟값 근처의 하루에 약 0.2에서 태양 극댓값 근처의 하루에 약 3.5까지.[37] 그러나 CME 최고 발생률은 흑점 수가 최대에 도달한 후 6-12개월이 되는 경우가 많습니다.[3]

지구에 미치는 영향

2010년 5월 29일 지자기 폭풍이 발생했을 때 오로라 오스트랄리스 국제우주정거장에서 찍은 사진. 이 폭풍은 폭풍 5일 전인 2010년 5월 24일 태양에서 분출된 CME에 의해 발생했을 가능성이 가장 높습니다.
이 비디오는 두 가지 모델 실행을 특징으로 합니다. 2006년의 중간 정도의 CME를 봅니다. 두 번째 실행은 1859년의 캐링턴급 CME와 같은 대형 CME의 결과를 조사합니다.

CME의 아주 작은 부분만이 지구를 향해서 도달합니다. CME가 지구에 도착하면 충격파가 지구 자기권을 교란시킬 수 있는 지자기 폭풍을 일으켜 낮에는 지자기를 압축하고 밤에는 자기 꼬리를 확장시킵니다. 자기권이 밤 쪽에서 다시 연결되면, 그것은 지구의 대기 상층부로 되돌아오는 테라와트 정도의 전력을 방출합니다.[citation needed] 이로 인해 1989년 3월 지자기 폭풍과 같은 사건이 발생할 수 있습니다.

CME는 태양 플레어와 함께 무선 전송을 방해하고 위성 및 전기 전송선로 시설에 손상을 입힐 수 있으며, 이로 인해 잠재적으로 대규모 및 장기 정전이 발생할 수 있습니다.[38][39]

CMEs에 의해 구동되는 상부 코로나의 충격은 태양 에너지 입자를 지구를 향해 가속시켜 점진적인 태양 입자 이벤트를 발생시킬 수도 있습니다. 이러한 에너지 입자와 지구 사이의 상호작용은 전리층, 특히 고위도 극 지역에서 자유 전자의 수를 증가시켜 전파 흡수를 강화하고, 특히 전리층의 D 영역 내에서 극지 캡 흡수 사건으로 이어질 수 있습니다.[40]

CMEs와 지구 자기권의 상호작용은 외부 방사선 벨트에 극적인 변화를 가져오며, 상대론적 입자 플럭스가 수십 배 감소하거나 증가합니다.[quantify][41] 방사선 벨트 입자 플럭스의 변화는 다양한 플라즈마 파동과의 상호작용으로 인한 상대론적 전자의 가속, 산란 및 방사상 확산에 의해 발생합니다.[42]

후광 코로나 질량 방출

후광 코로나 질량 방출은 백색광 코로나그래프 관측에서 코로나그래프의 오컬팅 디스크를 완전히 둘러싼 확장 고리로 나타나는 CME입니다. 헤일로 CME는 관찰하는 코로나그래프를 향하거나 그로부터 떨어진 CME로 해석됩니다. 확장 링이 오컬팅 디스크를 완전히 둘러싸고 있지는 않지만 디스크 주위의 각도 폭이 120도 이상일 때 CME를 부분 후광 코로나 질량 방출이라고 합니다. 부분 및 전체 후광 CME는 모든 CME의 약 10%를 구성하는 것으로 밝혀졌으며 모든 CME의 약 4%가 전체 후광 CME입니다.[43] 전면 또는 지구 직접 후광 CME는 종종 지구에 영향을 미치는 CME와 관련이 있습니다. 그러나 모든 전면 후광 CME가 지구에 영향을 미치는 것은 아닙니다.[44]

미래위험

2019년 연구자들은 대체 방법(Weibull 분포)을 사용하여 향후 10년 동안 지구가 캐링턴급 폭풍을 맞을 확률을 0.46%에서 1.88%[45] 사이로 추정했습니다.

역사

자세한 정보: 태양 관측

첫번째 흔적

CME는 수천 년 동안 오로라를 통해 간접적으로 관찰되어 왔습니다. CME의 발견 이전의 다른 간접적인 관측은 지자기 섭동의 측정, 태양 전파 폭발의 전파 헬리오그래프 측정 및 행성간 충격의 현장 측정을 통한 것이었습니다.[6]

CME에서 발생한 것으로 추정되는 가장 큰 지자기 섭동은 1859년 9월 1일 처음 관측된 태양 플레어와 일치합니다. 1859년에 발생한 태양 폭풍을 캐링턴 사건이라고 합니다. 플레어와 관련된 흑점은 육안으로 볼 수 있었고, 플레어는 영국 천문학자 R. C. 캐링턴과 R.에 의해 독립적으로 관찰되었습니다. 호지슨. 플레어와 비슷한 시기에 큐 가든스의 자력계는 부드러운 X선을 이온화하여 지구 전리층의 섭동에 의해 유도된 지상 자력계에 의해 감지되는 자기장인 자기 크로셰로 알려진 것을 기록했습니다. 이는 1895년 X선의 발견과 1902년 전리층의 인식보다 앞서 있었기 때문에 당시에는 쉽게 이해할 수 없었습니다.

플레어가 발생한 지 약 18시간 후, 더 많은 지자기 섭동이 지자기 폭풍의 일부로 여러 자력계에 의해 기록되었습니다. 이번 폭풍으로 최근에 만들어진 미국 전신망의 일부가 마비되어 화재가 발생하고 일부 전신 운영자들이 충격을 받았습니다.[39]

첫번째 광학 관측

CME는 1971년 12월 14일 궤도 태양 관측소 7(OSO-7)의 코로나그래프를 이용하여 최초로 광학 관측이 이루어졌습니다. 이것은 R에 의해 처음 기술되었습니다. 1973년에 발표된 연구 논문에서 해군 연구소의 용도.[46] 발견 이미지(256 × 256 픽셀)는 Secondary Electron Conduction(SEC) 비디콘 튜브에서 수집되어 7비트로 디지털화된 후 계측기 컴퓨터로 전송되었습니다. 그런 다음 간단한 런 길이 인코딩 방식을 사용하여 압축한 후 200bit/s로 지상으로 내려보냈습니다. 압축되지 않은 전체 이미지를 지상으로 내려보내는 데 44분이 걸립니다. 원격 측정은 지상 지원 장비(GSE)로 전송되어 폴라로이드 인쇄물에 이미지를 구축했습니다. SEC-vidicon 카메라의 테스트를 담당했던 NRL에서 일하는 전자 기술자인 David Roberts는 일상적인 작업을 담당했습니다. 그는 이미지의 특정 영역이 정상보다 훨씬 밝았기 때문에 카메라가 고장났다고 생각했습니다. 하지만 다음 사진에서 밝은 영역은 태양으로부터 멀어졌고, 그는 이것이 특이하다는 것을 즉시 알아차리고 감독관인 Guenter Brueckner 박사에게,[47] 그리고 나서 태양 물리학 지사장인 Toye 박사에게 가져갔습니다. 코로나 추이에 대한 이전의 관찰이나 심지어 일식 동안 시각적으로 관찰된 현상들도 이제는 본질적으로 같은 것으로 이해되고 있습니다.

인스트루먼트

1994년 11월 1일, NASA는 국제 태양 지상 물리학 프로그램(ISTP)의 행성간 구성 요소로서 지구의 라그랑주 지점을1 공전하기 위한 태양풍 모니터로서 윈드 우주선을 발사했습니다. 우주선은 열 에너지에서 MeV 에너지보다 큰 에너지까지 태양풍 입자를 측정하는 8개의 장비와 DC에서 13 MHz 전파 및 감마선을 운반하는 스핀 축 안정화 위성입니다.[citation needed]

2006년 10월 25일, NASA는 STEERO를 발사했습니다. STEERO는 궤도에서 넓게 분리된 지점에서 CME와 기타 태양 활동 측정의 첫 번째 입체 영상을 생성할 수 있는 거의 동일한 우주선입니다. 우주선은 지구와 비슷한 거리에서 태양의 궤도를 돌고 있으며, 하나는 지구보다 약간 앞에 있고 다른 하나는 뒤에 있습니다. 그들의 분리는 점차 증가하여 4년 후 궤도에서 거의 정반대가 되었습니다.[48][49]

주목할 만한 코로나 질량 방출

자세한 정보: 태양 폭풍 목록

1989년 3월 9일, CME가 발생했고, 이것은 4일 후인 3월 13일 지구를 강타했습니다. 캐나다 퀘벡의 정전과 단파 전파 간섭을 일으켰습니다.

2012년 7월 23일, 대규모의 잠재적인 피해를 줄 수 있는 태양 초폭풍(태양 플레어, CME, 태양 EMP)이 발생했지만 지구를 놓쳤으며,[50][51] 이 사건은 많은 과학자들이 캐링턴급 사건으로 생각하고 있습니다.

2014년 10월 14일, 태양 관측 우주선 PROBA2 (ESA), 태양 및 태양권 관측소 (ESA/NASA), 태양 역학 관측소 (NASA)에 의해 태양을 떠날 때 ICME가 촬영되었고, STEREO-A는 1 AU에서 그 효과를 직접 관측했습니다. ESA의 Venus Express는 데이터를 수집했습니다. CME는 10월 17일 화성에 도달했고 화성 익스프레스, MAVEN, 화성 오디세이, 화성 과학 연구소 임무에 의해 관측되었습니다. 10월 22일, 태양과 화성에 완벽하게 일치하는 67P/추류모프-게라시멘코 혜성에 도달했고 로제타가 관측했습니다. 11월 12일, 9.9 천문단위로 토성에서 카시니에 의해 관측되었습니다. 뉴호라이즌스 우주선은 CME가 처음 폭발한 지 3개월 후 명왕성에 접근할 때 31.6AU에 있었고, 데이터에서 감지할 수 있을 것입니다. 보이저 2호는 CME가 통과한 것으로 해석할 수 있는 데이터를 17개월 후에 가지고 있습니다. 큐리오시티 탐사선의 RAD 장비인 화성 오디세이, 로제타, 카시니는 CME의 보호 거품이 지나가면서 은하 우주선이 갑자기 감소하는 현상(포부시 감소)을 보였습니다.[52][53]

항성 코로나 질량 방출

다른 별들에서도 소수의 CME가 관측되었으며, 2016년 기준으로 모두 적색왜성에서 발견되었습니다.[54] 이들은 주로 분광학에 의해 감지되었으며, 대부분은 발머 선을 연구함으로써 감지되었습니다. 관찰자를 향해 분출된 물질은 도플러 이동으로 인해 선 프로파일의 파란색 날개에서 비대칭을 유발합니다.[55] 이러한 강화는 항성 원반에서 발생할 때 흡수(물질이 주변보다 더 차가운 물질)와 원반 밖에 있을 때 방출에서 볼 수 있습니다. 관측된 CME의 예상 속도는 ≈84 ~ 5,800 km/s (52 ~ 3,600 mi/s)입니다. UV 또는 X선 데이터에서 더 짧은 파장의 항성 CME 후보는 거의 없습니다.[58][59][60][61] 태양에서의 활동과 비교해 볼 때, 다른 별들에 대한 CME 활동은 훨씬 덜 일반적인 것으로 보입니다.[55][62] 항성 CME 검출 횟수가 적은 것은 (예: 자기 억제로 인해) 모델에 비해 낮은 고유 CME 비율, 투영 효과 또는 항성 CME의 알려지지 않은 플라즈마 매개변수 때문에 발머 서명이 과대평가되었기 때문에 발생할 수 있습니다.[63]

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