კოსმოსურ ერაში შესვლასთან ერთად შესაძლებელი გახდა კორონალური მასის ამოფრქვევების თვისებების პირდაპირი გაზომვა. თავდაპირველად Mariner2, ხოლო შემდეგ Vela 3 ის დაკვირვებებმა დაადასტურა გავრცელებულ დარტყმით ტალღებში თვისებები, რომელიც in situ გაზომვის საშუალებით იქნა შესწავლილი. აღმოჩნდა, რომ ტალღების გადამტან პლაზმის “ბურთს” ნორმალურ მზის ქართან შედარებით განსხვავებული თვისებები გააჩნია. მატერიაში შენიშნულ იქნა ჰელიუმის შემადგენლობა, ასევე პროტონების და ელექტრონების დაბალი ტემპერატურა. ადრეულმა in situ დაკვირვებებმა აჩვენეს, რომ პარკერის მოდელი არასწორი იყო, რადგან ეს შეშფოთებები ასოცირებული აღმოჩნდა ჩაკეტილი ველის რეგიონებთან. 1970 წელს პირველად შეფასდა CME-ს მასა და ენერგია – 10¹³ კგ და 10²⁵  ჯოული.

ტრანზიენტებში მაგნიტური სტრუქტურების დაკვირვება Burlaga-ს უკავშირდება. მან ხუთი სხვადასხვა თანამგზავრით ჩაატარა დაკვირვებები და იპოვა მაგნიტური ველის ვექტორის გლუვი ბრუნვა, რასაც მაგნიტური ღრუბელი უწოდეს (Magnetic Cloud, MC), ამას მოყვა მაგნიტური ღრუბლის სხვა თვისებების აღმოჩენაც: დაბალი ტემპერატურა და ძლიერი მაგნიტური ველი

პირველმა კოსმოსური კორონოგრაფების შექმნამ მიგვიყვანა ამ კორონული ტრანზიენტების შორეულ გამოსახულებით დაკვირვებამდე. დადგინდა მათი კავშირი მეორე ტიპის რადიო გაელვებებთან. 70იან წლებში მზის კორონის თითქმის უწყვეტმა დაკვირვებებმა მოულოდნელი შედეგები აჩვენა: გაცილებით მეტი ამოფრქვევა დაფიქსირდა ვიდრე დარტყმითი ტალღების შეშფოთებები, და თანაც ამოფრქვევა ასოცირდა უფრო მეტად ერუპციულ პროტუბერანცებთან, ვიდრე იმპულსურ ანთებებთან. როგორც აღმოჩნდა მათ ახასიათებს სიჩქარის, მორფოლოგიის და ენერგიის ფართო სპექტრი. მატერია, რომელიც კორონალურ მასის ამოფრქვევას გადააქვს აღმოჩნდა კორონული წარმოშობის, ამიტომ მოსალოდნელი იყო, რომ მას ქონოდა კორონის ტემპერატურა და სიმკვრივე. თუმცა ეს ასე არ აღმოჩნდა მის ბირთვში ჩამაგრებული პროტუბერანცისთვის, რომელიც არის ცივი და მკვრივი მატერია. ბნელი ღრმული სავარაუდოდ არის კორონული ტემპერატურის მქონე, თუმცა ფორნტალურ მარყუჟთან და ბირთვთან შედარებით ძალიან გაუხშოებული.

1990 იან წლებში მიუხედავად მოულოდნელი შედეგებისა, ძირითადად ფიქრობდნენ, რომ CME იყო მზის ანთების შედეგი. თუმცა CME და გეომაგნიტური შტორმი ხშირად არ ასოცირდებოდა ანთებებთან, თანაც ის ენერგია რომელიც CME-ს ამოფრქვევისთვისაა საჭირო, უფრო მეტია ვიდრე ანთების ენერგია. შემდგომმა კვლევებმა დაადასტურეს, რომ ზოგჯერ ანთებას CME-ს ამოფრქვევის მერე ჰქონდა ადგილი და არა პირიქით.

CME_ს ტიპიური აგებულება ნაჩვენებია მეორე სურათზე, მაგრამ ამ მორფოლოგიას ყველა მათგანი არ იზიარებს. ისინი ასევე ასოცირდებიან დისკის ჩაბნელებულ რეგიონებთან. ჩაბნელება (Dimming) წარმოადგენს გამოსხივების ინტენსივობის უეცარ შემცირებას, რაც პლაზმაში ფიზიკურ ცვლილებებთანაა დაკავშირებული (მასის, სიმკვრივის, ტემპერატურის ცვლილება), და სპექტრის რენტგენულ და უკიდურეს ულტრაიისფერ უბანში დაიკვირვება. LASCO-ს გრძელვადიანმა დაკვივებებმა აღმოაჩინა მთელი რიგი არაკლასიფიცირებული მორფოლოგიები, როგორიცაა მაგნიტური მარყუჟი, უპროტუბერანცო CME, ჯეტის მსგავსი CME, რომლებიც სამნაწილიანი სტრუქტურის ნიშანს არ ამჟღავნებენ.

CME-ს აქვს სიჩქარის, აჩქარების და კუთხური სიგანის ფართო სპექტრი. მისი კინემატიკური ევოლუცია ძალიან კომპლექსურია და მოიცავს რამდენიმე ფაზას. 20-ე საუკუნის ბოლოს პირველად მოხდა CME-ს დაყოფა ორ კლასად: ნელი CME, რომელიც პროტუბერანცთან ასოცირდება, და იმპულსური, სწრაფი CME, რომელიც ანთებებთან არის კავშირში. კვლევებმა დაადასტურა, რომ მისი ამოფრქვევა სამ ფაზად შეიძლება მოხდეს: დაწყების, აჩქარების და გავრცელების ფაზად. CME-ს კინემატიკის შედარებით მძიმე რენტგენულ ნაკადთან აღმოჩნდა, რომ CME-ს აჩქარების პიკი და რენტგენული ნაკადების პიკი ერთმანეთს ემთხვევა. ეს მიუთითებს მაგნიტურ გადაერთებასა და აჩქარებას შორის მჭიდრო კავშირზე.

მიუხედავად იმისა, რომ გაუმჯობესებული დაკვირვებებით და თეორიული ინტერპრეტაციებით ჩვენი ცოდნა CME-ებზე მნიშვნელოვნად გაფართოვდა, ახალ ახალი შეკითხვები წარმოიშვა. ფუნდამენტური კითხვების ნაწილი ჯერჯერობით პასუხგაუცემელია: რა ენერგიაა საჭირო CME-ს ამოსაფრქვევად? რა გამოათავისუფლებს ამ ენერგიას? CME-ები ამოფრქვევის პროცესში ფორმირდებიან თუ უკვე არსებული სტრუქტურები არიან?

მზის დატოვების შემდეგ მათი სიჩქარე და აჩქარება იცვლება მზის ქართან ურთიერთქმედების შედეგად. ამ ურთიერთქმედებაზე საკმაოდ ცოტა რამაა ცნობილი. აღმოჩნდა, რომ CME-ების უმეტესობა ჩქარდება, სანამ მზის ქარის სიჩქარეს არ მიაღწევს, მცირედ ნაწილზე კი მზის ქარი გავლენას ვერ ახდენს. დაკვირვებების შეზღუდვებმა  და უზუსტობებმა ეს შეკითხვა ისევ ღიად დატოვა. ასევე 1 ასტრონომიულ ერთეულზე  მათ ნაწილში დაიკვირვება მაგნიტური ღრუბლის თვისებები, ნაწილში კი არა. შესაძლოა ეს დაკვირვების ეფექტია, თუმცა შეიძლება CME-ს განსხვავებულ სტრუქტურასთან და მექანიზმებთან გვქონდეს საქმე.

1. Vourlidas, A., Buzasi, D., Howard, R.A. & Esfandiari, E. (2002). Mass and energy properties of LASCO CMEs. In A. Wilson, ed., Solar Variability: From Core to Outer Frontiers, vol. 506 of ESA Special Publication, 91-94
2. Yashiro, S., Gopalswamy, N., Michalek, G., St Cyr, O., Plunkett, S., Rich, N. & Howard, R. (2004). A catalog of white light coronal mass ejections observed by the soho spacecraft. Journal of Geophysical Research (Space Physics), 109, 7105.
3. Gopalswamy, N. (2006). Properties of Interplanetary Coronal Mass Ejections. Space Science Reviews, 124, 145-168
4. Wang, C., Du, D. & Richardson, J.D. (2005). Characteristics of the Interplanetary Coronal Mass Ejections in the Heliosphere Between 0.3 and 5.4 AU. AGU Fall Meeting Abstracts, C1230
5. Carrington, R.C. (1859). Description of a Singular Appearance seen in the Sun on September 1, 1859. Monthly Notices of the RAS, 20, 13-15.
6. Green, J.L., Boardsen, S., Odenwald, S., Humble, J. & Pazamickas, K.A. (2006). Eyewitness reports of the great auroral storm of 1859. Advances in Space Research, 38, 145-154.
7. Bolduc, L. (2002). GIC observations and studies in the Hydro-Quebec power system. Journal of Atmospheric and Solar-Terrestrial Physics, 64, 1793-1802.
8. Tousey, R. (1973). The solar corona. In M. J. Rycroft & S. K. Runcorn, ed., Space Research, 713-730
9. Parker, E.N. (1963). Interplanetary dynamical processes.. Interscience.
10. Gosling, J.T., Ashbridge, J.R., Bame, S.J., Hundhausen, A.J. & Strong, I.B. (1968). Satellite Measurements of Interplanetary Shock Waves. Astronomical Journal, 73, 61
11. Burlaga, L., Sittler, E., Mariani, F. & Schwenn, R. (1981). Magnetic loop behind an interplanetary shock – Voyager, Helios, and IMP 8 observations. Journal of Geophysical Research, 86, 673-6684
12. Gopalswamy, N., Cyr, O.C.S., Kaiser, M.L. & Yashiro, S. (2001). X-ray Ejecta, White-Light CMEs
13. and a Coronal Shock Wave. Solar Physics, 203, 149-163
14. Yashiro, S., Gopalswamy, N., Michalek, G. & Howard, R.A. (2003). Properties of narrow coronal mass ejections observed with LASCO. Advances in Space Research, 32, 2631-2635
15. Wilson, A., ed. (2003). Solar variability as an input to the Earth’s environment, vol. 535 of ESA Special Publication.
16. Sheeley, N.R., Walters, J.H., Wang, Y.M. & Howard, R.A. (1999). Continuous tracking of coronal out flows: Two kinds of coronal mass ejections. Journal of Geophysical Research, 1042, 24739-24768.
17. Shane A. Maloney 2011- Propagation of Coronal Mass Ejections in the Inner Heliosphere