Ein coronaler Massenauswurf kann in zwei Situationen auftreten. Zum Einen
nach einem sogenannten Röntgen-Flare und zum anderen bei der
Auflösung eines Filamentes.
Im ersten Fall sammelt sich aufgrund von chaotischen Magnetfeldern innerhalb
eines Sonnenflecks eine große Menge Energie an, die in einer Art Explosion
freigesetzt wird. Hierbei wird solare Materie in Form eines Plasmas aus
Protonen und Elektronen in den Weltraum geschleudert.
Bei der Auflösung eines Filaments (Hyder-Flare) handelt es sich um
einen etwas komplizierteren Prozess. Solare Filamente bestehen ebenfalls
aus einer Ansammlung von Plasma, dass sich im Bereich von Magnetfeldlinien
aufhält, die bogenförmig über der Sonnenoberfläche verlaufen.
Bricht eine solche Feldlinie in sich zusammen, so fällt das relativ
kalte Plasma zunächst zur heißen Sonnenoberfläche zurück.
Dort angekommen löst es allerdings aufgrund der Temperaturunterschiede
und wegen des zusammengebrochenen Magnetfeldes eine explosionsartig Reaktion
aus. Durch diese Explosion wird das Plasma des ehemaligen Filaments in den
Weltraum ausgeworfen.
Filamente am Sonnenrand sind während einer totalen Sonnenfinsternis
oder mit speziellen Fernrohrsystemen auch als sogenannte "Protuberanzen"
sehr schön zu sehen.
Das durch eine der beiden Möglichkeiten freigesetzte Material, kann
meist sehr gut auf den Bildern der LASCO-Instrumente des SOLAR AND HELIOSPHERIC OBSERVATORY (SOHO) ausgemacht
werden. Hierbei können nochmals 3 verschiedene Formen eines CME unterschieden
werden, die vom Ursprungsort des Ausbruchs auf der Sonne abhängen.
Verlässt das Material die Sonne etwa in der Mitte der beobachtbaren
Sonnenscheibe, so scheinen die Teilchen eine Art Ring oder Halo um
die Sonne zu formen. Aus diesem Grund spricht man hier auch von einem "full-halo
CME".
Liegt der Ursprung des Ausbruchs schon näher am Sonnenrand, so wird
meist nur noch ein halbkreisförmiges Ausbreiten der Materie beobachtet,
weshalb hier auch nur noch von einem "partial-halo CME" die Rede
ist. Im dritten Fall schließlich, liegt der Ursprung des Ausbruchs
auf der abgewandten Seite der Sonne. Dieser Fall sieht leider genauso aus
wie ein full-halo Ereignis. Hier kann man alleine aus den Bildern keine
Aussage mehr zur Richtung des CME´s treffen, sondern muss auf Simulationen
der Ausbreitung der Teilchen zurückgreifen. Allerdings ist es auch
möglich ein solches "Rückseitenereignis" von einem "normalen"
full-halo CME zu unterscheiden, wenn auf der Vorderseite der Sonne keine
mögliche Quelle für einen Ausbruch zu erkennen ist. Die folgenden
beiden animierten GIF-Dateien zeigen zum Einen die Auflösung eines
Filaments am 12.September 2000 und zum Anderen den dadurch verursachten
full-halo CME: