мини|Набљудувањата на Улис на брзината на сончевиот ветар како функција од географската ширина на Сонцето за време на сончев минимум. Бавниот ветар (≈ км/ѕ) е ограничен само на екваторските подрачја, а брзиот ветар (≈ км/ѕ ) е гледа над половите. Црвените/сините бои го поларитетот кон внатре/надвор во хелиосферското магнетно поле . Сончев ветар — струење од наелектризирани честички ослободени од горната атмосфера на Сонцето, наречена корона. Оваа плазма претежно се состои од електрони, протони и алфа-честички со кинетичка енергија помеѓу 0,5 и 10 кеV. Во составот на плазмата на сончевиот ветар има и мешавина од материјали кои се наоѓаат во сончевата плазма: траги од тешки јони и атомски јадра од јаглерод, азот, кислород, неон, магнезиум, силициум, сулфур и железо. Има и траги во помали количини од други јадра и изотопи како: P, Ti, Cr, 54Fe и 56Fe и 58Ni, 60Ni и 62Ni. Густината, температурата и брзината, на сончевиот ветар слабее со текот на времето, и се различни во зависност од сончевата географска ширина и должина. Честичките од Сонцето можат да побегнат од неговата гравитација поради големата енергија како резултат на високата температура на короната, која што пак е резултат на коронарното магнетно поле.
На растојание од неколку сончеви полупречници од Сонцето, брзината на сончевиот ветар достигнува од 250–750 km/s и е надзвучен,McGRAW-HILL ENCYCLOPEDIA OF Science & Technology, 8th ed., (c)1997, vol. 16, page 685 што значи дека се движи побрзо од брзината на брзиот магнетосоничен бран. Во точката кај терминалниот шок брзината на сончевиот ветар престанува да биде надзвучна. Сончевиот ветар предизвикува природни појави како: поларна светлина (на северниот и јужниот пол), плазма опашки на кометите кои секогаш се насочени обратно од Сонцето и геомагнетни бури кои можат да ги променат насоките на линиите во магнетното поле.
Историја
Набљудувања од Земјата Постоењето на честички кои струјат од Сонцето кон Земјата прв го истакнал британскиот астроном Ричард Ц. Карингтон. Во 1859 година, Карингтон и Ричард Хоџсон независно еден од друг, први го забележале она што подоцна ќе се нарече сончев блесок. Тоа е ненадејно зголемување на осветленоста на сончевиот диск на одредени места, за кое е денес познато дека е честа појава поврзана со исфрлањето на материјал и магнетни текови од атмосферата на Сонцето, позната и како исфрлање на коронарна маса. Следниот ден, имало силна геомагнетна бура, а Карингтон сметал дека овие два настана се поврзани; денес е познато дека геомагнетната бура настанува поради тоа што исфрлената коронарна маса во вселената доаѓа во контакт со магнетосферата на Земјата. Ирскиот академик Џорџ Фицџералд подоцна навел дека материјата стигнува на Земјата по неколку дена. мини|250x250пкс| Лабораториска симулација на влијанието на магнетосферата врз сончевиот ветар; овие Биркеландови струи, кои сличат на струите во поларната светлина, се создадени во терела (магнетизиран аноден глобус во изолирана комора). Во 1910 година, британскиот астрофизичар Артур Едингтон, во фуснота на статија за кометата Морхаус, го опишал постоењето на сончевиот ветар, без притоа да го именува некако. Постоењето на сончев ветар опишан од Едингтон не бил целосно прифатен, иако тој претходната година дал сличен опис адресиран до Кралската Институција, во кој претпоставувал дека исфрлениот материјал се состои од електрони, а во неговата студија за кометата Морхаус ги опишал како јони.
Идејата дека исфрлениот материјал се состои и од јони и од електрони првпат ја истакнал норвешкиот научник Кристијан Биркеланд. Со неговите геомагнетни истражувања се покажало дека активноста на поларната светлина се одвива речиси непрекината. Затоа што овие појави и другата геомагнетска активност биле предизвикани од честички од Сонцето, тој заклучил дека Земјата е постојано бомбардирана од „зраците на електричните телца испуштени од Сонцето“. Во 1916 година истакнал дека: „Од физичка гледна точка, најверојатно е дека сончевите зраци не се ниту исклучиво негативни ниту позитивни зраци, туку ги има и од двата вида“; со други зборови, сончевиот ветар се состои и од негативни електрони и од позитивни јони.Kristian Birkeland, "Are the Solar Corpuscular Rays that penetrate the Earth's Atmosphere Negative or Positive Rays?" in Videnskapsselskapets Skrifter, I Mat - Naturv. Klasse No.1, Christiania, 1916. По три години, во 1919 година, британскиот физичар Фредерик Линдеман исто така навел дека Сонцето исфрла честички од двата пола: протони и електрони.Philosophical Magazine, Series 6, Vol. 38, No. 228, December 1919, 674 (on the Solar Wind)
Околу 1930-та, научниците заклучиле дека температурата на Сончевата корона мора да биде милион степени целзиусови земајќи го предвид начинот на кој таа се шири во просторот (што се гледа при целосно затемнување на Сонцето). Со подоцнежните спектроскопски истражувања се потврдила оваа констатација. Во средината на 1950-тите, британскиот математичар Сиднеј Чепмен ги одредил својствата на гасот при толкава температура и заклучил дека короната, поради тоа што е исклучително добар спроводник на топлина, мора да се протега многу подалеку во вселената, подалеку од Земјината орбита. Исто така, во 1950-тите, германскиот астроном Лудвиг Бирман се интересирал за тоа зошто опашките на кометите се секогаш насочени обратно од Сонцето, без разлика во која насока се движи кометата. Биерман претпоставил дека причината за ова е тоа што Сонцето постојано испушта тек од честички кои ја туркаат опашката на кометата наназад. На германскиот астроном Пол Ахнерт му се припишува заслугата (од Вилфрид Шредер) дека е прв што сончевиот ветар го поврзал со насоката на опашката на кометата врз основа на набљудувањата на кометата Випл-Федке (1942г).
Американскиот астрофизичар Јуџин Паркер открил дека топлината што струи од Сонцето во Чепменовиот модел, и опашката на кометата која е дувана од Сонцето според претпоставката на Бирман, мора да се последици од ист феномен што тој го нарекол „сончев ветар“. Во 1957 година, Паркер покажал дека иако Сончевата корона е привлекувана од силната сончева гравитација, таа е исклучително добар спроводник на топлина и затоа е сè уште многу врела на големо растојание од Сонцето. Бидејќи гравитацијата на Сонцето слабее со зголемувањето на растојанието од Сонцето, надворешната коронарна атмосфера може со надзвучна брзина да побегне во меѓуѕвездениот простор. Паркер, исто така, бил првиот што забележал дека слабеењето на влијанието на гравитацијата од Сонцето има ист ефект врз хидродинамичкиот проток како и Де Лаваловиот млаз, со што се поттикнува премин од подзвучен во надзвучен проток. Многумина силно се спротивставиле на хипотезата од Паркер за сончевиот ветар; трудот што го доставил до The Astrophysical Journal (мак. „Астрофизичко списание“) во 1958 година бил отфрлен од двајца рецензенти, пред да биде прифатен од уредникот Субрахманијан Чандрасекар.
Набљудувања од вселената Во јануари 1959 година, советското вселенско летало Луна 1 за прв пат директно го набљудувало сончевиот ветар и ја измерило неговата сила, преку користење на полутопкични јонски стапици. Откритието, по заслуга на Константин Грингауз, било потврдено и од Луна 2, Луна 3, и поодалечените мерења на Венера 1. По три години, слични мерења извршила американската геофизичарка Марсија Нојгебауер при кои било користено вселенското летало Маринер 2.
Првата нумеричка симулација на сончевиот ветар во сончевата корона, во која биле опфатени и линиите на затворено и отворено поле, ја извеле Пнеуман и Коп во 1971 година. Магнетохидродинамичките равенки во стабилна состојба биле итеративно решени почнувајќи со диполарна конфигурација.
Во 1990 година, била лансирана сондата Улисес со цел да го проучува сончевиот ветар од високите сончеви ширини. Сите претходни набљудувања биле направени на еклиптичката рамнина на Сончевиот Систем или во нејзина близина.
Кон крајот на 1990-тите, ултравиолетовиот коронарен спектрометар (UVCS) на вселенското летало СОХО го набљудувал подрачјето во кое има забрзување на сончевиот ветар кој излегувал од половите на Сонцето и се открило дека забрзувањето на ветрот е многу побрзо за да биде предизвикано само од термодинамичка експанзија. Паркеровиот модел наведува дека ветрот треба да премине во надзвучно струење на височина од околу четири сончеви полупречници (приближно 3.000.000 km) од фотосферата (површината); но преминувањето (или „соничната точка“) сега изгледа дека се случува подолу, можеби на само еден сончев полупречник (приближно 700.000 km) над фотосферата, што наведува дека некој друг механизам го забрзува сончевиот ветар. Сè уште не е сфатено зошто има забрзување на брзиот ветар и тоа не може во целост да се објасни со теоријата на Паркер. Објаснувањето за гравитациското и електромагнетното забрзување е опишано во трудот на Ханес Алфвен (добитник на Нобелова награда за физика) од 1970 година.
Мисијата СТЕРЕО била лансирана во 2006 година за да ги проучува коронарните исфрлања на маса и сончевата корона, преку стереоскопија од два системи за сликање. Секое летало од СТЕРЕО носело два хелиосферски апарата: високо чувствителни камери со широко поле кои можеле да го сликаат сончевиот ветар, преку Томсоново расејување на сончевата светлина од слободните електрони. Снимките од СТЕРЕО откриле сончев ветар во близина на еклиптиката, опишан како многу обемен турбулентен тек.
Сондата „Војаџер 1“ во 2012 стигнала до крајот на „балонот“ од сончев ветар, при што забележала нагло опаѓање на сончевиот ветар. Слични резултати дало и набљудувањето шест години подоцна од Војаџер 2 .
Во 2018 година, НАСА ја лансирала сончевата сонда Паркер, именувана во чест на американскиот астрофизичар Јуџин Паркер, со мисија за проучување на структурата и динамиката на сончевата корона, за да се разбере што е тоа што го предизвикува загревањето и забрзувањето на сончевите честички во вид на сончев ветар. За време на седумгодишната мисија, сондата дваесет и четири ќе го обиколи Сонцето, и со секој нареден круг ќе навлегува подлабоко во короната, за на крај да помине на 0,04 астрономски единици од површината на Сонцето. Ова е прво вселенско летало на НАСА именувано по жив човек, а Паркер на 91-годишна возраст, бил присутен да го набљудува лансирањето.
Забрзување Раните модели на сончевиот ветар се потпирале првенствено на топлинската енергија за да го објаснат забрзувањето на материјата. Во 1960-тите било јасно дека само преку термалното забрзување не може да се објасни огромната брзина на сончевиот ветар.
Короната е област од плазма со температура поголема од еденмегакелвин. Поради топлинските судири, честичките во внатрешноста на короната имаат ранг и различни брзини опишани со Максвеловата дистрибуција. Просечната брзина на овие честички е околу км/ѕ, што е многу помалку од брзината за совладување на сончевата гравитација од км/ѕ. Но, некои честички имаат доволно енергија за да достигнат брзина од км/ѕ, со што го „хранат“ сончевиот ветар. На истата температура, електроните, поради нивната значително помала маса, достигнуваат брзина со која што можат да ја совладаат гравитацијата и создаваат електрично поле што дополнително ги забрзува јоните од Сонцето.
Вкупниот број на честички што излегуваат од Сонцето како сончев ветар е околу во секунда. Со тоа вкупната загуба на сончева маса годишно е околу (2–3)×10−14 сончеви маси, или околу 1,3–1,9 милиони тони во секунда. Според ова на секои 150 милиони години од Сонцето излегува маса еднаква на масата на Земјата. Меѓутоа, само околу 0,01% од вкупната маса на Сонцето се губи поради сончевиот ветар. Другите ѕвезди имаат многу посилни ѕвездени ветрови при што стапката на загуба на маса е значително повисока.
Одлики и структура мини|Се смета дека ова го прикажува сончевиот ветар од ѕвездата L.L. Орион како создава лачен удар.
Брз и бавен сончев ветар