Los agujeros coronales aparecen como zonas oscuras en la corona solar en las imágenes solares del ultravioleta extremo (EUV) y de los rayos X suaves. Aparecen oscuros porque son regiones más frías y menos densas que el plasma circundante y son regiones de campos magnéticos abiertos y unipolares. Esta estructura abierta de líneas de campo magnético permite que el viento solar escape más fácilmente al espacio, lo que da lugar a corrientes de viento solar relativamente rápidas y a menudo se denomina corriente de alta velocidad en el contexto del análisis de las estructuras del espacio interplanetario.
Los agujeros coronales pueden desarrollarse en cualquier momento y lugar del Sol, pero son más comunes y persistentes durante los años cercanos al mínimo solar. Los agujeros coronales más persistentes pueden durar a veces varias rotaciones solares (períodos de 27 días). Los agujeros coronales son más frecuentes y estables en los polos norte y sur del Sol, pero estos agujeros polares pueden crecer y expandirse a latitudes solares más bajas. También es posible que los agujeros coronales se desarrollen aislados de los agujeros polares; o que una extensión de un agujero polar se separe y se convierta en una estructura aislada. Los agujeros coronales persistentes son fuentes duraderas de corrientes de viento solar de alta velocidad. Cuando la corriente de alta velocidad interactúa con el viento solar ambiental, relativamente más lento, se forma una región de compresión, conocida como región de interacción corrotante (CIR). Desde la perspectiva de un observador fijo en el espacio interplanetario, se verá que el CIR lidera la corriente de alta velocidad del agujero coronal (CH HSS).
El CIR puede dar lugar a un aumento de la densidad de las partículas y a un incremento de la intensidad del campo magnético interplanetario (IMF) que precede al inicio del CH HSS. Cuando el CH HSS comienza a llegar a la Tierra, la velocidad y la temperatura del viento solar aumentan, mientras que la densidad de las partículas comienza a disminuir. Tras el paso del CIR y tras la transición al flujo del CH HSS, la fuerza global de la FMI normalmente comenzará a debilitarse lentamente.
Generalmente, los agujeros coronales localizados en o cerca del ecuador solar son los más propensos a dar lugar a cualquier paso del CIR y/o a mayores velocidades del viento solar en la Tierra. Los CIRs fuertes y el CH HSS más rápido pueden impactar en la magnetosfera de la Tierra lo suficiente como para causar periodos de tormentas geomagnéticas hasta los niveles G1-G2 (Menor a Moderado); aunque también pueden darse casos más raros de tormentas más fuertes. Las tormentas geomagnéticas se clasifican mediante una escala meteorológica espacial de cinco niveles de la NOAA. Los agujeros coronales más grandes y expansivos pueden ser a menudo una fuente de altas velocidades de viento solar que abastecen a la Tierra durante muchos días.
Debido a su potencial para una actividad geomagnética escalada y una posible tormenta (G1 o superior), los pronosticadores analizan los agujeros coronales de cerca y también los anotan en el dibujo sinóptico diario. Los pronosticadores del SWPC tienen en cuenta los posibles efectos de la actividad de los CIR y CH HSS al pronosticar los niveles previstos de la respuesta geomagnética global del planeta para cada periodo sinóptico de 3 horas durante los próximos tres días; tal y como se detalla en la previsión de 3 días. Además, cualquier influencia prevista del CIR o del CH HSS se explica con más detalle en la discusión del pronóstico.
*Imagen cortesía de la NASA