Dziury koronalne

Pole magnetyczne Słońca ma bardzo złożoną, nieustannie zmieniającą się strukturę. Może ono być monitorowane przy użyciu obrazów rejestrujących fale elektromagnetyczne w zakresie fal rentgenowskich oraz dalekiego ultrafioletu. W tych zakresach (pozwalających na obserwacje jednej z warstw atmosfery słonecznej zwanej koroną) można rozróżnić jasne oraz ciemne obszary. Ciemne obszary rozciągające się od biegunów w kierunku równika nazywane są dziurami koronalnymi.
Powstają w miejscach o unipolarnym polu magnetycznym (+ lub -), gdzie indukcja magnetyczna ma wartość znacznie niższą niż w pozostałych, jasnych miejscach. Wskazują na istnienie obszarów o mniejszej gęstości oraz na występowanie otwartych linii pola magnetycznego, które pozwalają plazmie z korony słonecznej na swobodne wydostawanie się do przestrzeni międzyplanetarnej w formie strumieni szybkiego wiatru słonecznego (CH HSS).

Dziury koronalne mogą istnieć miesiącami i jeśli znajdą się w pobliżu równika słonecznego- wypływający z nich szybki wiatr słoneczny może dotrzeć do Ziemi powodując słabe lub umiarkowane burze geomagnetyczne. Są one głównymi źródłami burz geomagnetycznych podczas okresów minimalnej aktywności słonecznej.