コロナホールは、極紫外線（EUV）や軟X線の太陽画像では太陽コロナ中の暗い領域として見える。 コロナホールは、周囲のプラズマよりも温度が低く、密度が低い領域であり、開放的で一極性の磁場を持つ領域であるため暗く見える。 この開いた磁力線構造により、太陽風はより容易に宇宙空間に逃げることができ、その結果、比較的速い太陽風の流れが生じ、惑星間空間の構造解析の文脈でしばしば高速流と呼ばれる。
コロナホールは太陽のいつでもどこでも発生しうるが、太陽極小期の前後の数年間によく見られ持続的である。 より持続的なコロナホールは、時には数回の太陽自転（27日周期）を通して続くこともある。 コロナホールは、太陽の北極と南極で最も多く発生し、安定しているが、極域のホールが成長して、より低い太陽緯度まで拡大することもある。 また、コロナホールが極域から孤立して発生したり、極域のホールの延長が分裂して孤立した構造になったりすることもあります。 持続的なコロナホールは、高速の太陽風ストリームの発生源として長期間にわたって存在します。 高速の太陽風が比較的遅い周囲の太陽風と相互作用すると、共回転相互作用領域（CIR）と呼ばれる圧縮領域が形成されます。 惑星間空間に固定された観測者から見ると、CIRはコロナホール高速流（CH HSS）を導いているように見える。
CIRはCH HSSの発生に先立って粒子密度の増大と惑星間磁場（IMF）の強度の増大をもたらす可能性がある。 黄砂が地球に到達し始めると、太陽風の速度と温度が上昇し、粒子密度が減少し始める。 CIR通過後、黄砂の流れに移行すると、通常、全体のIMF強度は徐々に弱まり始める。
一般に、太陽赤道付近のコロナホールは、CIR通過や地球での太陽風速の上昇につながる可能性が最も高い。 強いCIRと高速のCH HSSは、G1-G2（マイナーからモデレート）レベルの地磁気嵐を引き起こすのに十分なほど地球の磁気圏に影響を与えるが、より強い嵐の稀なケースも発生することがある。 地磁気嵐は5段階のNOAA宇宙天気スケールで分類される。 9354>
地磁気活動の激化と嵐（G1以上）の可能性があるため、予報担当者はコロナホールを詳細に分析し、毎日のシノプティック図にも記載します。 SWPC予報士は、3日予報に詳述されているように、今後3日間の各3時間シノプティック期間について予想される全体的な惑星の地磁気応答のレベルを予測する際に、CIRとCH HSS活動の可能な影響を考慮する。 さらに、予測されるCIRやCH HSSの影響は、予報の考察でより詳細に説明されています。