Figura III. Imagen tomada por el coronógrafo LASCO-C2 que muestra lo que parecen ser dos CME simétricamente opuestas el 8 de noviembre de 2000. Una imagen del EIT a 30,4nm tomada el mismo día ha sido superimpuesta sobre lo que sería el disco ocultador del C2 (el cual es usado para ocultar la luz fotosférica y poner así de manifiesto la débil señal coronal en luz blanca). (Cortesía del Consorcio SOHO).

Eyecciones de Masa Coronal Las eyecciones de masa coronal son eventos dinámicos en los cuales el plasma, inicialmente contenido en las líneas cerradas del campo magnético coronal, es eyectado hacia el espacio interplanetario. Están caracterizadas por grandes eyecciones de masa de alrededor de 10¹⁶g y energías de ~10³²erg, cubriendo un amplio rango de velocidades desde 50 a 2000km/seg y frecuentemente asociadas con ondas de choque interplanetarias (figuras III y IV).

Fueron identificadas por primera vez en observaciones realizadas en los años 70. El término CME se utilizó para distinguir eventos caracterizados por eyecciones de masa solar de otros tipos de transitorios coronales en los que no se observa material que abandona la corona como por ejemplo la reorganización de la estructura coronal global. En 1984, Hundhausen definió una CME como: ‘Un cambio en la estructura coronal que:

1. ocurre en una escala de tiempo que va desde unos pocos minutos hasta varias horas,
2. reviste una apariencia de una característica nueva, discreta y brillante en el campo de visión del coronógrafo’.

La comunidad científica ha decidido mantener el nombre de eyección coronal de masa, aunque sería más apropiado el término de eyección solar de masa. El material eyectado en estos eventos dinámicos de la corona solar consiste específicamente en plasma casi totalmente ionizado y/o ocasionalmente material de protuberancias (figura IV) con cantidades significativas de gas frío en bajos estados de ionización. Las mayores fracciones de este material abandonan el Sol y se propagan a través de la heliosfera como nubes interplanetarias de plasma.

Figura IV. La secuencia muestra el grupo de manchas solares donde supuestamente la CME tuvo su origen (imagen provista por el Michelson Doppler Interferometer MDI/SOHO), pasando por la fulguración (EIT/SOHO a 19,5nm), la CME propiamente dicha unas 14 horas después (LASCO-C2/SOHO), y finalmente expandiéndose en forma de nube de plasma hacia el medio interplanetario unas tres horas más tarde (LASCO-C3/SOHO). Esta CME fue parte de una serie de cinco CMEs a fines de noviembre de 2000. (Cortesía del Consorcio SOHO).

Figura V. Collage de prominencias, gigantescas nubes de plasma relativamente más denso y frío que el tenue plasma coronal donde están suspendidas. A veces ellas pueden erupcionar, escapando de la atmósfera solar (CME). Las cuatro imágenes fueron tomadas en la línea espectral del He II a 30,4nm por el EIT. Las áreas más calientes aparecen casi blancas mientras que las áreas rojas más oscuras indican temperaturas más frías. (Cortesía del Consorcio SOHO).