1962 წელს Beckers-მა ამ მოვლენის ერთ–ერთი პირველი შესწავლა მოახდინა. მან გამოიყენა Hα ფილტოგრამები და აღმოაჩინა რომ ,,ქრომოსფერული ნივთიერება” ლაქებს ეცემა 40-50 კმ/წმ სიჩქარით ორი მზის ლაქის რადიუსის სიმაღლიდან. თუმცა ეს ნივთიერება არ იყო თანაბრად განაწილებული ლაქის ირგვლივ. ისინი ე.წ. არხებში მოძრაობდნენ. ეს არხები ბეკერსის მიერ განმარტებულია როგორც მაგნიტური ველის ძალწირების ანაბეჭდი. 1969 წელს Bruzek-მაც გამოიყენა მოძრავი ნივთიერების Hα ფილტოგრამები რკალური ბოჭკოების სისტემის გასწვრივ, და მიიღო მსგავსი სიჩქარის დინება სტრუქტურის ორივე განშტოებაში. 1978 წელს Foukal-მა კორონალური წვიმის მარყუჟის წვეროდან მის ფეხებისკენ დინების კიდევ ერთი მაგალითი მოიყვანა. H სპექტრიდან ფოკალმა გამოთვალა მხედველობის გასწვრივი სიჩქარე და დაახლოებით 40-60 კმ/წმ მიიღო. ასევე Ca II K ხაზის გამოყენებით Engvold-მა 1979 წელს დაითვალა მხედველობის გასწვრივ სიჩქარე მარყუჟის ფეხებში და 55 კმ/წმ–მდე მიიღო.

ეს სამუშაოები არ იძლეოდა ბევრ მტკიცებულებას ცივი და მკვრივი წვეთების კინემატიკაზე. საჭირო იყო ხშირი დაკვირვება მათ მდგომარეობაზე ან სიჩქარეზე. ინფორმაციის შეგროვებისთანავე დადგინდა, რომ აჩქარება იყო თავისუფალი ვარდნის აჩქარებაზე მცირე. 1996 წელს Wiik-მა შეისწავლა ცივი, ანთების შემდგომი მარყუჟი ვარდნილი პლაზმის წვეთებთან ერთად და მიიღო წვეთების სიჩქარე მარყუჟის ფორმის, დოპლერის წანაცვლების და სიბრტყეზე მოძრაობის გათვალისწინებით. Wiik-მა აღმოაჩინა რომ მარყუჟის წვერიდან წვეთი თავისუფალი ვარდნის აჩქარებით მოძრაობს, ხოლო მარყუჟის ფეხებთან კი საგრძნობლად მცირდება. ასევე მათ აღმოაჩინეს, რომ წვეთები სიგრძეში გაიზარდნენ და სიჩქარე არ კორელირებს მათ ინტენსივობასთან Hα ხაზში, საიდანაც დაასკვნეს, რომ წვეთის ვარდნის სიჩქარე არაა დამოკიდებელია მასასა და სისქეზე.

2010 Antolin–მა კორონალური წვიმა გამოიკვლია აქტიური რეგიონის მახლობლად Ca II H ხაზში. ის კონცენტრირებული იყო მარყუჟულ სისტემაზე, რომელშიც ჩანს კორონალური წვიმის წვეთები 70 წუთიანი დაკვირების განმავლობაში. ცივი მკვრივი წვეთები გარკვევით გამოირჩეოდა მისი ზომების, ფორმის და რაოდენობის მიხედვით. მთავარი ის იყო, რომ აჩქარება გაცილებით მცირე იყო მიზიდულობის ძალის აჩქარებაზე. დაკვირვებული სიჩქარეები მერყეობდა მარყუჟის ცენტრთან ახლოს ×3010-40 კმ/წმ შუალედში10, ხოლო ფოტოსფეროსთან 80-120 კმ/წმ, სიმაღლე დაახლოებით 6 4 კილომეტრიდან 5 კმ–მდემერყეობდა.ეს სტატიკური მონაცემები გაუმჯობესებული იქნა 2012 წელს Antolin–ის დაRouppe–ის მიერ მზის შვედური ტელესკოპით Hα სპექტროგრაფიული დაკვირვების შედეგად. ხუთი სპექტრომეტრული მონაცემის ანალიზის შედეგად Antolin–მა მიიღო, რომ წვეთის საშუალო სიჩქარე 60 კმ/წმ–ია, ხოლო აჩქარება საშუალოდ 137 მ/წმ².

https://www.youtube.com/watch?v=t3A5C91M17A

2004-2005 წლებში Müller-ის მიერ გაკეთებული რიცხვითი მოდელირება აჩვენებდა, რომ მუდმივი სითბური კონტური ექსპონენციალურად მცირდებოდა სიმაღლესთან შედარებით, რაც სითბურ არამდგრადობას და მარყუჟის წევროში ნივთიერების მკვეთრ გაცივებას იწვევდა. გაციებული ნივთიერება ფორმირდება და ვარდება მარყუჟის ფეხების გასწვრივ. კორონალური წვიმის წვეთის სტრუქტურა და დინამიკა ძალიან მგრძნობიარეა კატასტროფული გაციებით მიღებულ წნევის ცვლილების მიმართ ვიდრე მიზიდულობის მიმართ. ეს მოვლენა არგუმენტირებული იყო Schrijver-ის მიერ, რომელიც ფიქრობდა, რომ კონდენსაციის სიჩქარეზე მოქმედებს არა გრავიტაცია არამედ წნევის ცვლილება მარყუჟში.

2013 წელს Fang–მა ქრომოსფეროსთან ახლოს ჩაატარა კორონალური ხეივნის ორ განზომილებიანი რიცხვითი მოდელირება მუდმივი გაცხელებით. 4000–მდე კორონალური

წვიმა ფორმირდება 80 წუთის განმავლობაში, თუმცა ავტორებმა აღმოაჩინეს, რომ მხოლოდ მეოთხედის აღმოჩენაა შესაძლებელი კარგი გარჩევის შემთხვევაში. შესრულებული მუშაობის ფარგლებში წვეთის სიჩქარე მერყეობდა 60 კმ/წმ და უფრო მცირე შუალედში, ხოლო აჩქარება 180 მ/წმ²–ზე ნაკლები იყო.

საბოლოოდ Murawski–იმ წარმოადგინა კორონალური წვიმის წვეთის წარმოშობის განსხვავებული იდეა. მან აჩვენა რომ წნევის იმპულსს მაგნიტურ ნულოვან წერტილში შეუძლია აღაგზნოს ენტროპიული მოდა, რომელიც წარმოქმნის მასიურ წვეთს.

მეორე მაგალითი კორონალური წვიმის წვეთის ჩამოდენის ხდება მზის კიდეში არსებული პროტუბერანცის დაბოლოებებში, რომელიც რადიკალურად განსხვავდება აქტიური რეგიონის კორონალურ მარყუჟში წვიმის წვეთის ჩამოდენისგან. ერთ–ერთი ასეთი მოვლენის დეტალური აღწერა წარმოადგინა Engvold–მა 1976 წელს, რომელმაც გამოიყენა 24 პროტუბერანცის Hα ფილტრები, რომლებიც ლაქებისგან შორს მდებარეობდნენ. მან შეამჩნია, რომ კაშკაშა კვანძები ჩნდებოდა 2-10 წუთის განმავლობაში იმ ადგილას სადაც პირველად იქნა შემჩნეული და შემდეგ ვარდებოდა 15-35 კმ/წმ სიჩქარით. ეს მოვლენა განსხვავდებოდა ვერტიკალური პროტუბერანციდან, სადაც ნივთიერება ჩამოედინება ძალიან ნელა, დაახლოებით 10 კმ/წმ სიჩქარით.

Hinode-ს მზის ოპიკური ტელესკოპით (SOT) Hα, Ca II H ხაზებში დაკვირვების შედეგად, Chae 2010 წელს დააკვირდა პროტუბერანცში მოძრაობას და ჩამოდენას. ამ სამუშაოში მან გამოიკვლია ე.წ. ვერტიკალური ძაფები და წვეთები. მნიშვნელოვანი შედეგი იყო ის რომ, წვეთები, რომლებიც ჩანს Hα ხაზში, აუცილებლად გამოჩნდება Ca II H ხაზშიც. ასგრეთვეChae-მ დაითვალა მათი სიჩქარეები და მიიღო, რომ სიჩქარე მერყეობდა 10-30 კმ/წმ შუალედში, ხოლოაჩქარება იყო 100 მ/წმ²-ზე ნაკლები.

Liu-მ 2012 წელს გამოქვეყნებულ ნაშრომში აღწერა პროტუბერანცის ფორმირება კორონალური მასის კონდენსაციისას. კონდენსაციის ევოლუციის დრო შესწავლილი იქნა 193 Å, 171 Å და 304 ×Å10ტალღის სიგრძის× 10 მქონე ხაზებში× 10 (ნახაზი 4), რომლებიც შესაბამისად წარმოადგენენ 1.6 6 K, 7.9 5 K და 7.9 4K ტემპერატურის მქონე ხაზებს. მან დაკვირვებიდან გამომდინარე დაასკვნა, რომ პროტუბერანცი არ არის სტატიკური ობიექტი

და ფორმირების დროს მისი მთლიანი მასა მიიღება კონდენსირებული მასის და ვერტიკალური დინებების დრენაჟის ბალანსით. დინებების 874 ტრაექტორიის შესწავლის შემდეგ Liu მივიდა დასკვნამდე, რომ ეს დინებები რამდნიმე წუთიდან რამდენიმე საათამდე გრძელდება. წვეთების ჩამოვარდნა დაიწყო დაახლოებით 20-40 მეგა მეტრის სიმაღლიდან და მათი საშუალო აჩქარება იყო 46 მ/წმ², თუმცა ისინი ფარავენ 10-200 მ/წმ² შუალედს. შემდგომში მან გაზომა წვეთის სიჩქარე და მიიღო 30 კმ/წმ-ის ტოლი სიჩქარე.

SOLSPANET პროექტის ფარგლებში ჩვენს მიერ გადმოწერილ და დამუშავებულ იქნა, მზის დინამიკური ობსერვატორიის მიერ მიღებული მონაცემები, ჰელიოფიზიკის მოვლენათა ბაზიდან. ის თანმიმდევრული სიაა, რომელიც შეიცავს საკუთრივ ინფორმაციას მზის სხვადასხვა მოვლენაზე(მაგ.: დაწყების და დამთავრების დრო, ობსერვატორია, ინსტრუმენტი, ტალღის სიგრძე, მოვლენის აღწერა და სხვა). შემდეგ მზის კორონალური წვიმის მონაცემები დავალაგეთ მოვლენის მოხდენის თანმიმდევრობით და შევქმენით გაწმენდილი კატალოგი. კატალოგი განახლებადია ჩვენს მიერ და დამოკიდებულია მოვლენის მოხდენაზე (http://solspanet.eu/solspanet/ca/solar-coronal-rain-catalogue).

ზოგადად კორონალური წვიმა დიდი ალბათობით დაკავშირებულია კორონის გაცხელებასთან და პლაზმის კონდენსირებასთან, თეორიულად ორ მთავარი კითხვაა პასუხ გასაცემი:

1. როგორ ხდება კორონალური წვიმის ფორმირება?
2. რატომ არის წვეთების ვარდნის აჩქარება თავისუფალი ვარდნის აჩქარებაზე ნაკლები?