Корональные выбросы вещества впервые наблюдали в начале 1970-х гг. с помощью приборов спутника OSO-7 (Orbiting Solar Observatory). В основном выбрасывается вещество нижней короны. В момент возникновения будущий выброс имеет размер около 10 000 км, что соответствует размеру петли коронального магнитного поля (часто выбросы связаны с так называемыми шлемовидными стримерами – крупными, хорошо заметными петлевидными образованиями, чья форма напоминает прусские военные шлемы). Такие события наблюдаются достаточно часто, и на сегодняшний день зафиксировано более 10 000 корональных выбросов.
Корональные выбросы делят на два основных типа. Так называемые нормальные выбросы похожи на поднимающийся протуберанец с ярким ядром внутри петли (иногда это яркое ядро отсутствует). В них выделяют три части: яркую наружную петлю, темную полость сразу под ней и яркую область ниже. Второй тип выброса имеет вид узкой струи, они обычно связаны с корональными дырами.
Корональные выбросы оказывают большое влияние на космическую погоду.
Типичная масса выброса составляет 1011–1014 кг, около 15 % выбросов имеет меньшие массы. Типичные скорости составляют сотни километров в секунду, но иногда могут отличаться на порядок (в 10 раз) в большую или меньшую сторону. Энергетика выбросов составляет порядка 1029–1032 эрг (1022–1025 Дж), что сравнимо с энергиями солнечных вспышек. Нередко вспышки и выбросы происходят одновременно. Однако корональные выбросы могут быть не связаны со вспышками, и, наоборот, вспышки не обязательно сопровождаются выбросом. Выбросы также хорошо коррелируют с появлением волокон (протуберанцев), которые могут становиться яркими ядрами корональных выбросов. По темпу появления выбросов можно судить об этапе солнечного цикла: в минимуме выбросы появляются раз в несколько дней, а в максимуме – несколько раз в день. Корональные выбросы являются одним из определяющих факторов в так называемой космической погоде, они оказывают серьезное влияние на состояние межпланетной плазмы, магнитосферы планет, а также, разумеется, на работоспособность космических аппаратов.
Появление корональных выбросов коррелирует с общим уровнем солнечной активности.
Детали происхождения корональных выбросов остаются предметом споров. Однако очевидно, что основным источником энергии для большинства вспышек является магнитное поле.
В механизме нагрева короны и эволюции корональных структур остается много нерешенных проблем.
Долгое время нерешенным оставался вопрос о нагреве солнечной короны до высоких температур, в сто раз превосходящих температуру хромосферы и в сотни раз – температуру поверхности. Спутниковые наблюдения прояснили многие аспекты, однако в деталях этот вопрос до сих пор не решен. Тем не менее понятно, что основную роль играют магнитогидродинамические волны (волны в плазме, для существования которых важно присутствие магнитных полей), приносящие энергию от поверхности Солнца. Большое значение в механизме нагрева имеют также магнитные поля, простирающиеся от фотосферы до короны. Наблюдения показывают, что самые горячие области короны обычно связаны со структурами магнитного поля.
Несмотря на обилие космических аппаратов и наземных внезатменных коронографов актуальными остаются и наблюдения короны во время полных солнечных затмений. В частности, речь идет о спектрографии высокого разрешения (в первую очередь в линиях ионизованного железа) и поляриметрических наблюдениях в видимом и ближнем инфракрасном диапазонах. На спутниках наблюдения обычно проводятся в ультрафиолетовом и более коротковолновых диапазонах спектра. Вне затмений наземные коронографы не позволяют получать данные достаточно высокого качества, охватывающие одновременно всю корону. Поэтому «погоня за затмениями» все еще остается актуальным занятием для астрономов, изучающих солнечную корону. Альтернативой этому была бы установка достаточно крупных инструментов, работающих в видимом и ИК-диапазонах на спутниках. Причем лучше, если орбита спутников будет позволять регулярно видеть затмения Солнца Луной (искусственное затмение не позволяет получать часть данных в требуемом качестве). Пока же только наземные наблюдения во время затмений позволяют разом изучать структуру короны от края диска до нескольких радиусов Солнца в диапазоне длин волн от 300 нм до нескольких микрометров. Причем важно проводить многократные наблюдения, поскольку структура короны постоянно меняется, в том числе и в зависимости от уровня солнечной активности.