De eerste vaststelling dat de zon een wind uitstootte, kwam van de staart van kometen die zich altijd weg van de zon richten. Kepler dacht in de jaren 1600 dat deze staarten er kwamen door de druk van zonlicht. Inmiddels weten we dat kometen ook ionenstaarten hebben die in hun eigen spectraallijnen schijnen, niet enkel in gebroken zonlicht.
Zulke staarten kunnen zich in een licht andere richting richten en zijn soms waargenomen om ineens sterk te versnellen zodat ze gebogen worden. De komeet Hale Bopp vertoonde in 1997, toen hij op z'n helderste was, duidelijk twee staarten. Terwijl de stofstaart veel helderder was, had de ionenstaart een andere blauwere kleur. De druk van het zonlicht kan dit niet verklaren, maar in 1934 stelden Cuno Hoffmeister in Duitsland en later Ludwig Biermann vast dat naast zonlicht de zon ook een stroom van deeltjes voortduwde. Verschillen in de snelheid van de deeltjes zou deze versnellingen verklaren. De staart richt zich niet recht van de zon weg door de vloed van de deeltjes van de zonnewind die niet veel malen groter was dan de snelheid van de komeet zelf.
De theorie van Parker
Niemand gaf een goede verklaring waarom 'deeltjesstraling' zou bestaan. Tot Eugene Parker van de universiteit van Chicago in 1958 probeerde het evenwicht in de structuur van de corona te bepalen. De corona wordt, net zoals de atmosfeer van de Aarde, naar beneden getrokken door de gravitatie. In elke atmosfeer hangt de gemiddelde snelheid van atomen, moleculen en ionen af van de temperatuur. Individuele snelheden spreiden zich uit rond het gemiddelde en een paar deeltjes zijn snel genoeg om aan de graviteit te ontsnappen.
De graviteit van de maan is zwak. Mocht deze ooit een atmosfeer hebben gehad dan zou deze al lang zijn verdampt. De Aarde heeft een sterker magnetisch veld en houdt een aanzienlijke hoeveelheid atmosfeer vast. De graviteit van de zon is nog veel sterker dan die van de Aarde, maar een atmosfeer van meer dan een miljoen graden is er teveel aan. Mocht de zon een atmosfeer hebben zoals onze planeet zou het koeler worden naarmate de afstand vergroot ten opzichte van het oppervlakte met een koele top met de omgevende ruimte. Parker vond dat de geleiding van hitte mengde met zo'n evenwicht. Een andere oplossing kwam aan het licht waarin de bovenste lagen van de corona zich weg van de zon bewegen aan een snelheid zoals deze van Bierman's corpusculaire straling. Deze vloed werd 'zonnewind' genoemd en het bestaan ervan werd later bevestigd door de satellieten.
De zonnewind vervormt de magnetosfeer van de Aarde. De dichtheid van de deeltjes aan de baan van de Aarde is ongeveer 6 ionen per kubieke centimeter, veel minder dan de beste vacuum uit eender welk laboratorium over de wereld. De verspreiding van ionen in de zonnewind komt lijkt in het algemeen op elementen op de zon, meestal protonen, met 5% helium en kleinere deeltjes zuurstof en andere elementen. Het heeft ook elektronen, die balanceren de positieve lading van de ionen en houdt het plasma electrisch neutraal. Al deze zaken stromen weg van de zon met een gemiddelde snelheid van 400km/sec. De Voyager 2 ruimtesonde toonde aan dat de zonnewind zich uitstrekt tot voorbij de buitenste planeten op meer dan dertig maal de afstand Aarde-zon.
Het interplanetair magnetisch veld
Het interplanetair magnetisch veld is een deel van het magnetisch veld van de zon dat in de interplanetaire ruimte wordt gesleurd door de zonnewind. De interplanetaire magnetische veldlijnen zijn zogezegd "bevroren" in het plasma van de zonnewind. Omdat de rotatie van de zon, het interplanetair magnetisch veld (IMF), zoals de zonnewind, naar buiten komt in een spiraalpatroon wordt het soms vergeleken met het patroon van watersproeier in de tuin die ronddraait. De oorsprong van het IMF bevindt zich in de gebieden op de zon waar de magnetische veldlijnen open zijn, dit is dus waar de veldlijnen van de ene regio niet terugkeren naar een verwante regio maar zich eigenlijk virtueel uitstrekken tot in de ruimte. De richting (polariteit) van het veld in de noordelijke hemisfeer van de zon is omgekeerd aan dat van het veld in de zuidelijke hemisfeer. Bij elke nieuwe zonnecyclus keren deze polen om.
Het ENLIL model voor simulatie zonnewind
en ook gebruikt wordt voor de voorspelling van de richting van het IMF
Indien de energie van een magnetisch veld dominant is, behouden de veldlijnen hun vorm. De beweging van de deeltjes moet overeenstemmen met deze twee. Dat is wat gebeurt in de stralingsgordels. Als de energie van de deeltjes dominant is, zal deze, als het veld zwak is en de deeltjes hoog, de beweging van de deeltjes slechts licht aantasten waar de veldlijnen gebogen zijn en verplicht worden die beweging te volgen. Dit is het geval bij de zonnewind.
Stel u een veldlijn voor die zich van het oppervlak van de zon uitstrekt tot in de bovenste lagen van de corona. De deeltjes blijven bij de zon, maar deze in de hoge corona vloeien mee met de zonnewind naar de baan van de Aarde en ver, ver weg... Gedurende de volledige tijd, onder ideale omstandigheden en een goede benadering, worden dezelfde veldlijnen alsmaar gelinkt aan beide groepen. Sommige zonneveldlijnen kunnen zich uitstrekken naar de Aarde en nog verder weg die dan het IMF of het interplanetair magnetisch veld gaan vormen. Het is het IMF dat toelaat dat de zonnewind ionen 'opneemt' in de staart van een komeet. Het IMF speelt een grote rol in de link tussen de magnetosfeer van de Aarde en de zonnewind.
