мини|Када се посматрају на снимцима коронографа у белој светлости, КИМ-ови понекад подсећају на сијалицу, поседујући светлу спољашњу љуску која окружује тамну празнину и компактну унутрашњу структуру.
Коронални избачај масе (КИМ или енгл. CME) значајно је избацивање масе плазме из Сунчеве короне у хелиосферу. Коронални избачаји масе често су повезани са Сунчевим бакљама и другим облицима Сунчеве активности, али широко прихваћено теоријско разумевање ових односа није успостављено.
Ако КИМ уђе у међупланетарни простор, понекад се назива међупланетарним короналним избачајем масе (МКИМ или енгл. ICME). МКИМ-ови су способни да стигну до Земљине магнетосфере и сударе се са њом, где могу изазвати геомагнетне олује, поларну светлост, а у ретким случајевима и оштећења електричних мрежa. Највећи забележени геомагнетни поремећај, који је вероватно настао као последица КИМ-а, била је соларна олуја 1859. године. Позната и као Карингтонов догађај, онеспособила је делове новостворене телеграфске мреже Сједињених Америчких Држава, изазивајући пожаре и струјне ударе код неких телеграфиста.
У периоду једанаестогодишњег Сунчевог циклуса познатом као соларни максимум, Сунце производи око три КИМ-а дневно, док током соларног минимума долази до отприлике једног КИМ-а на сваких пет дана.
Физички опис КИМ-ови ослобађају велике количине материје из Сунчеве атмосфере у Сунчев ветар и међупланетарни простор. Избачена материја је плазма која се првенствено састоји од електрона и протона уграђених у сопствено магнетно поље. Ово магнетно поље је обично у облику магнетног флукса (енгл. flux rope), хеликалног магнетног поља са променљивим угловима нагиба.
Просечна избачена маса износи . Међутим, процењене вредности масе за КИМ-ове су само доње границе, јер мерења коронографом пружају само дводимензионалне податке.
КИМ-ови еруптирају из снажно уврнутих или искошених магнетних структура великих размера у корони, које се одржавају у равнотежи помоћу магнетних поља која се налазе изнад њих.
Порекло лево|мини|Поједностављени модел магнетних поља која израњају из фотосфере КИМ-ови еруптирају из доње короне, где процеси повезани са локалним магнетним пољем доминирају над осталим процесима. Као резултат тога, коронално магнетно поље игра важну улогу у формирању и ерупцији КИМ-ова. Структуре пре ерупције потичу од магнетних поља која се почетно генеришу у унутрашњости Сунца помоћу соларног динама. Ова магнетна поља се пењу до површине Сунца — фотосфере — где могу формирати локализована подручја високо концентрисаног магнетног флукса и проширити се у доњу соларну атмосферу стварајући активне регионе. У фотосфери, магнетни флукс активног региона често је распоређен у диполној конфигурацији, односно са два суседна подручја супротног магнетног поларитета преко којих се магнетно поље савија у лук. Временом се концентрисани магнетни флукс поништава и распршује по површини Сунца, спајајући се са остацима прошлих активних региона како би постао део региона мирног Сунца. Структуре КИМ-а пре ерупције могу бити присутне у различитим фазама раста и опадања ових региона, али се увек налазе изнад линија инверзије поларитета (енгл. PIL), или граница преко којих се знак вертикалне компоненте магнетног поља мења. Ове линије могу постојати у, око и између активних региона или се формирати у мирном Сунцу између остатака активних региона. Сложеније конфигурације магнетног флукса, као што су квадруполна поља, такође могу бити домаћини структурама пре ерупције.
Да би се структуре КИМ-а пре ерупције развиле, велике количине енергије морају бити ускладиштене и лако доступне за ослобађање. Због доминације процеса магнетног поља у доњој корони, већина енергије мора бити ускладиштена као магнетна енергија. Магнетна енергија која је слободно доступна за ослобађање из структуре пре ерупције, позната као слободна магнетна енергија или непотенцијална енергија структуре, представља вишак магнетне енергије ускладиштен магнетном конфигурацијом структуре у односу на ону коју би ускладиштила магнетна конфигурација најниже енергије коју би основна фотосферска дистрибуција магнетног флукса теоретски могла да поприми, односно стање потенцијалног поља. Израњање магнетног флукса и фотосферска кретања која непрекидно померају тачке ослонца структуре могу довести до накупљања слободне магнетне енергије у короналном магнетном пољу у виду увртања или смицања. Неке структуре пре ерупције, које се називају сигмоиди, попримају облик слова S или обрнутог S како се смицање накупља. Ово је примећено у короналним петљама активних региона и филаментима, при чему су сигмоиди у облику слова S чешћи на јужној хемисфери, а они у облику обрнутог S на северној хемисфери.
Магнетни флуксови — уврнуте и искошене цеви магнетног флукса које могу носити електричну струју и слободну магнетну енергију — саставни су део структуре КИМ-а након ерупције; међутим, да ли су ови флуксови увек присутни у структури пре ерупције или настају током ерупције из снажно искошеног поља језгра предмет је сталне дебате.
Примећено је да неке структуре пре ерупције подржавају протуберанце, познате и као филаменти, које се састоје од хладнијег материјала у односу на околну короналну плазму. Протуберанце су уграђене у структуре магнетног поља које се називају шупљине протуберанци или канали филамената, а које могу представљати део структуре пре ерупције.
Рана еволуција Рана еволуција КИМ-а укључује његово иницирање из структуре пре ерупције у корони и убрзање које следи. Процеси укључени у рану еволуцију КИМ-ова су слабо схваћени због недостатка опсервационих доказа.
Иницирање Иницирање КИМ-а се дешава када структура пре ерупције у стању равнотеже пређе у неравнотежно или метастабилно стање у којем се енергија може ослободити да би покренула ерупцију. Специфични процеси укључени у иницирање КИМ-а предмет су расправе, а предложени су различити модели да објасне овај феномен на основу физичких спекулација. Штавише, различите КИМ-ове могу покренути различити процеси.
Није познато да ли уже магнетног флукса постоји пре иницирања, у ком случају идеални или неидеални магнетохидродинамички (МХД) процеси покрећу избацивање овог флукса, или се оно ствара током ерупције неидеалним процесом. Под идеалним МХД околностима, иницирање може укључивати идеалне нестабилности или катастрофални губитак равнотеже дуж постојећег ужета флукса: Нестабилност прегиба (енгл. kink instability) настаје када се уже магнетног флукса уврне до критичне тачке, након чега је веома нестабилно на даље увртање. Нестабилност торуса настаје када се јачина магнетног поља аркаде која лежи преко везаног флукса брзо смањује са висином. Када је ово смањење довољно брзо, везани флукс је нестабилан на даље ширење. Модел катастрофе подразумева катастрофални губитак равнотеже. Под неидеалним МХД околностима, механизми иницирања могу укључивати резистивне нестабилности или магнетну реконекцију: Пресецање веза (енгл. tether-cutting), или поништавање флукса, дешава се у снажно искошеним аркадама када скоро антипаралелне линије поља на супротним странама аркаде формирају струјни слој и поново се повежу једна са другом. Ово може формирати хеликално уже флукса или проузроковати да већ присутно уже флукса расте и његова оса се подиже. Модел магнетног пробоја састоји се од почетне квадруполне магнетне топологије са нултом тачком изнад централног система флукса. Како покрети смицања узрокују подизање овог централног система флукса, нулта тачка формира слој електричне струје, а основни систем флукса се поново повезује са магнетним пољем изнад.
мини|Видео снимак лансирања соларног филамента
Почетно убрзање Након иницирања, КИМ-ови су подложни различитим силама које помажу или ометају њихово уздизање кроз доњу корону. Сила магнетне тензије усмерена надоле коју врши везујуће магнетно поље док се растеже и, у мањој мери, гравитационо привлачење Сунца супротстављају се кретању структуре језгра КИМ-а. Да би се обезбедило довољно убрзање, ранији модели су укључивали магнетну реконекцију испод поља језгра или идеални МХД процес, као што су нестабилност или убрзање од соларног ветра.
У већини КИМ догађаја, убрзање је обезбеђено магнетном реконекцијом која пресеца везе везујућег поља са фотосфером испод језгра, при чему излив из ове реконекције гура језгро нагоре. Када дође до почетног подизања, супротне стране везујућег поља испод језгра које се диже оријентисане су скоро антипаралелно једна према другој и спајају се како би формирале струјни слој изнад линије инверзије поларитета. Брза магнетна реконекција може бити побуђена дуж струјног слоја микроскопским нестабилностима, што резултира брзим ослобађањем ускладиштене магнетне енергије у виду кинетичке, топлотне и нетоплотне енергије. Реструктурирање магнетног поља пресеца везе везујућег поља са фотосфером, чиме се смањује сила магнетне тензије усмерена надоле, док излив реконекције усмерен нагоре гура структуру КИМ-а навише. Настаје позитивна повратна спрега док се језгро гура нагоре, а стране везујућег поља доводе у све ближи контакт како би произвеле додатну магнетну реконекцију и успон. Док излив реконекције усмерен нагоре убрзава језгро, истовремени излив усмерен надоле понекад је одговоран за друге појаве повезане са КИМ-овима.
У случајевима када не долази до значајне магнетне реконекције, идеалне МХД нестабилности или сила вучења соларног ветра могу теоретски убрзати КИМ. Међутим, ако се не обезбеди довољно убрзање, структура КИМ-а може пасти назад у ономе што се назива неуспела или ограничена ерупција.
Коронални потписи Рана еволуција КИМ-ова често је повезана са другим соларним феноменима уоченим у нижој корони, као што су еруптивне протуберанце и соларне бакље. КИМ-ови који немају уочене потписе понекад се називају невидљивим КИМ-овима (енгл. stealth CMEs).
Протуберанце уграђене у неке структуре КИМ-а пре ерупције могу еруптирати заједно са КИМ-ом као еруптивне протуберанце. Еруптивне протуберанце су повезане са најмање 70% свих КИМ-ова и често су уграђене у основе магнетних флуксева КИМ-а. Када се посматрају у коронографима беле светлости, материјал еруптивне протуберанце, ако је присутан, одговара уоченом светлом језгру густог материјала.
Када се магнетна реконекција побуди дуж струјног слоја растуће структуре језгра КИМ-а, изливи реконекције усмерени надоле могу се сударити са петљама испод како би формирали соларну бакљу са две траке у облику рога.
Ерупције КИМ-а такође могу произвести ЕУВ таласе, познате и као ЕИТ таласи по Телескопу за екстремно ултраљубичасто снимање или као Мортонови таласи када се посматрају у хромосфери, што су фронтови МХД таласа брзог режима који извиру са места КИМ-а.
Коронално затамњење је локализовано смањење екстремно ултраљубичастих и меких рендгенских емисија у доњој корони. Када су повезана са КИМ-ом, сматра се да се коронална затамњења јављају углавном због смањења густине плазме изазваног одливом масе током ширења придруженог КИМ-а. Обично се јављају или у паровима који се налазе унутар региона супротног магнетног поларитета (затамњење језгра), или у ширем подручју (секундарно затамњење). Затамњења језгра тумаче се као локације тачака ослонца еруптирајућег ужета флукса; секундарна затамњења тумаче се као резултат ширења укупне структуре КИМ-а и генерално су више дифузна и плитка. Коронално затамњење је први пут пријављено 1974. године, а због њиховог изгледа који подсећа на короналне рупе, понекад су их називали пролазним короналним рупама.
Пропагација Опсервације КИМ-ова се обично врше преко коронографа беле светлости који мере Томсоново расејање сунчеве светлости на слободним електронима унутар плазме КИМ-а. Уочени КИМ може имати било коју или све три карактеристичне особине: светло језгро, тамну околну шупљину и светлу предњу ивицу. Светло језгро се обично тумачи као протуберанца уграђена у КИМ, док је предња ивица област компримоване плазме испред ужета флукса КИМ-а. Међутим, неки КИМ-ови показују сложенију геометрију.