Spiralny kształt linii pola magnetycznego Słońca powoduje, że wiatr słoneczny propaguje się z większą prędkością niż wielkość składowej radialnej, a zasięg tej emisji ograniczony jest przez wiatr gwiazdowy innych gwiazd.
Wiatr słoneczny odkształca magnetosferę Ziemi, zaś obłoki plazmy emitowane podczas rozbłysków, będące formą zaburzenia np. gęstości i prędkości wiatru, powodują burze magnetyczne.
Właściwości wiatru słonecznego Skład ilościowy jonów w wietrze słonecznym jest taki sam jak korony słonecznej.
W pobliżu Ziemi prędkość wiatru słonecznego waha się od 200 do 889 km/s, a wartość średnia wynosi 450 km/s. Wiatr słoneczny unosi ze Słońca materię w tempie 1×109 kg/s.
Zasięg wiatru Na długo przed osiągnięciem granicy heliosfery cząstki wiatru słonecznego zaczynają oddziaływać z cząstkami ośrodka międzygwiazdowego, wytwarzając stacjonarną falę uderzeniową, jeżeli prędkość propagacji cząstek docierających z zewnątrz jest większa niż lokalna prędkość dźwięku. Obszar ten nazywany jest szokiem końcowym, otacza on orbity wszystkich planet i obiektów pasa Kuipera. Jego istnienie zostało potwierdzone na początku lat 90. poprzez zarejestrowanie emisji w zakresie 2-3 kHz. Obszar między szokiem końcowym a heliopauzą to tzw. płaszcz Układu Słonecznego.