在地球轨道附近，太阳风的平均速度约为450千米/秒。主要成分是质子和电子，也有少量的氦离子，以及含量甚微的重元素。太阳风的概念应用到恒星际称为恒星风，应用到星系称为星系风。但是在这些不同天体中，产生高速流的加速机制可能不尽相同。

20世纪初，对北极光和地磁活动的观测、研究发现，极光和磁暴都有27天重现性，这正好是地球上观测者看到的太阳自转周期。挪威的K.伯克兰（Kristian Birkeland）认为，太阳有物质流出。挪威的F.C.M.斯托末（Fredrik Carl Mülertz Størmer）的理论计算表明，太阳不可能只发出同一种电荷的粒子，电中性的等离子体流，才是磁暴和极光的激发源。20世纪30至40年代，英国的S.查普曼（Sidney Chapman）和V.C.A.费拉罗(V.C.A.Ferraro)对磁暴和极光做了大量的研究，认为这些地球物理现象，都源自射向地球的太阳等离子体流，是太阳耀斑等突然爆发过程中所抛射的。1950年以后，德国的C.霍夫迈斯特(Cuno Hoffmeister)和L.比尔曼(Ludwig Biermann)关于彗星的观测和研究最早涉及太阳风的概念。彗星运行到太阳附近时，电离的彗尾总是背向太阳。这种现象可以用从太阳发射出的连续外流物质，传递动量给彗星气体得到解释。由此估算出太阳风的速度约为400千米/秒，与观测值十分接近。1958年，美国的E.N.帕克(Eugene Newman Parker)首次明确提出了太阳风的概念，并从理论上分析了日冕连续膨胀可以产生超声速的等离子体流动。这种连续加速流动的太阳风理论和日冕粒子逃逸的蒸发理论形成了当时的两种主要理论体系。自1962年“水手2号”首次发现持续不断的超声速太阳风之后，许多卫星的测量也证实，任何时候都存在着从太阳上连续不断地“吹”出的太阳风，支持了帕克的太阳风理论。

图1　E.N.帕克

图2　太阳风的发现

太阳风起源于太阳日冕底部，其加速机制与日冕中等离子体参数分布以及磁场位形密切相关。太阳大气与地球大气类似，气体在太阳引力场作用下处于静力学平衡。太阳风的蒸发理论就建立在这种假设之上。从日冕向内到色球以及向外到行星际空间，等离子体的温度都逐渐降低。从静态大气模型出发，由热传导的规律可计算出离开太阳日冕处气体的温度分布，得出气体温度与太阳距离的2/7次方成反比。在远离太阳处，尽管温度和粒子密度都很小，压强值却高达4×10^-5达因/厘米²。但根据天体物理的一些测量结果，远离太阳处的气体压强比上述值要小得多。这表明，在远离太阳处，蒸发理论不再适用。

帕克的太阳风理论认为，日冕等离子体向外膨胀，并加速为超声速流，形成太阳风。高温日冕气体的典型热速度约为180千米/秒，日冕气体的逃逸速度约为500千米/秒。膨胀形成太阳风的速度要达到400～500千米/秒是很难实现的。20世纪50年代，高速空气动力学迅速发展的时期，进行了大量的从亚声速流动光滑地加速到超声速流动的理论和实验研究，并且成功地将超声速喷管的原理应用于航空和火箭技术。太阳风加速过程的原理正是和超声速喷管的流动机制相似。在太阳风的加速过程中，流管的截面总是不断增加的。此外，还有太阳引力的作用。这种截面变化和阻力的作用就类似于一种超声速喷管的效应，可以将日冕等离子体平滑地加速到超声速流动，即太阳风。在10个太阳半径以内，加速很快。在十几个太阳半径以外，加速变缓。

在1个天文单位处观测时，太阳风速度有时在两天内可由400千米/秒增加到800千米/秒，同时观测到质子温度也升高，这种高速的太阳风流动称为太阳风高速流。每一次高速流可持续几天。在高速流到达前，常伴随有带电粒子数密度增高的现象，而真正高速流到了，数密度又降低。高速流的出现有明显的27天重现性规律。太阳风高速流同冕洞有密切关系，“天空实验室”运转期间，发现低纬冕洞经过太阳中心子午线69次中约有3/4在地球附近探测到高速流。

太阳风高速流同行星际扇形瓣磁场对应，每一瓣都包含一个高速流，而两瓣极性改变也在高速流之间。高速流经常由冕洞的开放型磁场发出，当极区冕洞延伸到中低纬度区域时，在黄道面就容易测到高速流。而低速流或是由极区冕洞边缘流出的，当高速流扩展不到黄道面时，就测量到低速流，或是由宁静区和活动区边缘的剩余开放磁场发出，这些开放磁场可能是通过交换磁重联产生的。太阳活动极小年，极区的冕洞扩大，向中低纬度延伸，地球轨道附近经常测到稳定的高速流。

太阳风理论中一个主要的问题是观测到的太阳风速度比理论计算的值要大，而对太阳风的高速流的观测使这个矛盾更加突出。分析日冕中的各种能源，并寻找使太阳风有效地加速的合理方式，是太阳风理论研究的发展趋势。基于对日冕乃至太阳低层大气的光谱和成像观测（如SOHO飞船、TRACE卫星、Hinode卫星、IRIS卫星等），发现了太阳大气中含有丰富的磁流体波动、激波和磁重联的现象，这些波动和磁重联为日冕等太阳大气（包括太阳风源区）的加热以及太阳风的加速提供了重要的能量来源。 

卫星探测行星际等离子体和磁场的结果表明，太阳风参数随时间有很大的涨落。这些涨落是随机的，因此也叫作湍流。太阳风作为行星际等离子体，除了几天长时间尺度的变化（如高速流、扇形结构等）外，还观测到微时间尺度的变化，表现为波动、激波等。20世纪60年代初期，“水手2号”直接探测行星际介质，首次发现太阳风中有各种时间尺度的涨落。太阳风中普遍存在称为阿尔文波的磁流体力学波，波长在10³～5×10⁶千米范围内。太阳风的微结构有一半以上主要是阿尔文波，沿着离开太阳的方向传播。阿尔文波可能是在太阳大气中激发，而传到行星际空间的。但是，太阳风涨落中也有许多非阿尔文波涨落，其中的一些被认证为磁声波。由于磁声波在行星际介质中受到较大的阻尼，它们可能不是起源于太阳，而是在行星际空间激发的。当慢磁声波的传播角度接近90度时，变成准垂直传播，则慢磁声波可以转换为压力平衡结构，变得不易耗散。压力平衡结构是行星际太阳风中经常观测到的现象。太阳风的原位测量，发现压力平衡结构经常呈现多尺度嵌套的状态，这种多尺度嵌套的状态在模拟上被认为是由于湍动的垂直串级所导致的。

太阳风中经常观测到激波，太阳风的各种参数在某一间断面上发生跃变，各跃变量之间的关系基本上符合磁流体激波的守恒关系。在行星际空间观测到的磁流体激波绝大部分是快激波，偶尔也观测到慢激波。在地球轨道附近观测到的激波基本上分为两类：①日冕物质抛射所驱动的激波，②流/共转相互作用区所伴随的激波。由于日冕物质抛射体有一定角宽度，并且随太阳共转，因此其所驱动的激波并非球对称的。喷射物之后常跟随着局部低密度太阳风高速流。日冕物质抛射驱动的激波经历2～3天（平均为55小时）到达地球，同磁层相互作用形成磁暴急始，根据日冕物质抛射触发和急始的时间差，可以估算出激波在日地空间的平均速度是730千米/秒。日冕物质抛射及其驱动的激波是一种非常重要的日球扰动现象，它可以作用于行星磁层形成磁扰，可以调制银河宇宙线使其强度下降。在太阳连续发生日冕物质抛射时，激波可成对地出现，形成一种特殊的储存并加速粒子的磁场位形，甚至可以把粒子加速到相对论性的能量。

流相互作用产生的激波，是由高速流的前沿赶上低速流使等离子体压缩而生成的。当高速流赶上低速流时，在前面形成压缩区，在后面形成稀疏区。随着太阳风的传播，压缩区的密度、温度和磁场强度都相对地提高，区域不断扩大，并随着太阳共转。当压缩足够强时，就发展成两个激波：①向前激波，由交界面向前传播；②向后激波，在随太阳风一起运动的参考系中看是向后传播的，但在静止坐标系中看，它也是被太阳风带动着一起向前传播。这种激波在地球轨道附近很少观测到，它是在1.5天文单位距离以外形成，到5天文单位距离区域才多起来。共转作用区的激波能把背景太阳风加速至10⁶电子伏能量。 

太阳风的主要成分是质子和电子，还有少量的氦离子和含量甚微的重元素。氦的丰度比太阳上的正常值要低0.3～0.5，并随时间有很大的变化。最大的变化同太阳耀斑活动有关，在几小时内，氦丰度可变化一个数量级；在一个太阳周内，变化可达1倍。偶尔探测到其他同位素和元素的丰度，也有类似的涨落现象。利用太阳风中的元素丰度（比如³He同位素的元素丰度）可以讨论耀斑过程中粒子的加速机制。 

从气体动力学的观点看，太阳风同行星际天体的相互作用是超声速绕流问题。有些天体，如地球、水星、土星等有较强磁场，在太阳风的作用下形成行星磁层。这种流动相当于高速太阳风对偶极场的绕流。弱磁场的行星（如金星、火星等）因有大气层和电离层，在太阳风作用下也会形成磁层（诱发磁层）的位形。对后一类行星，由于没有较强磁场的阻滞，太阳风直接压缩行星电离层或行星大气，太阳风边界同行星电离层或行星大气相接。在这两类绕流问题中，在行星头部都有一个弓形激波，激波后的边界将太阳风等离子体同行星等离子体分开。太阳风绕流月球是另一类相互作用，由于月球既没有磁场，也没有电离层和大气，太阳风粒子自由地碰撞到月面上，并被吸收。太阳风流过月球，尾流中形成一个等离子体非常稀薄的空腔，但太阳风中的行星际磁场却自由地穿过月球。

在行星附近，太阳风等离子体都很稀薄，粒子之间的平均自由程比行星的尺度要大很多。这种等离子体是无碰撞的。由于这种等离子体处于一种湍流状态，它内部有许多波动和扰动场，产生许多耗散过程，从某种意义上讲，这些耗散效应与粒子间碰撞产生的耗散类似，也可以在小尺度上形成间断，诸如激波和切向间断面等。这种机制，也就是太阳风绕流天体时形成许多特征位形的机制。

太阳风还可以与彗星相互作用，通过磁场传输动量给彗星气体，形成背阳的等离子体彗尾。通过和彗星电离气体（彗发）的相互作用，太阳风的动量会发生减速和偏转的过程，这个过程称为彗星电离气体对太阳风的质量加载过程。