Wiatr słoneczny: powstawanie, prędkość i wpływ na Ziemię

Autor: Alexander Merz · Opublikowano 13 września 2026 · Dane sprawdzone 14 września 2026

Słońce nie tylko świeci — ono również wieje. Z jego rozgrzanej do milionów stopni korony nieprzerwanie wypływa na zewnątrz strumień cząstek, który wypełnia cały Układ Słoneczny: wiatr słoneczny. Jest tak rzadki, że przy nim każde ziemskie laboratorium próżniowe wygląda jak ława mgły — a mimo to na tyle silny, by porządkować warkocze komet, zapalać zorze polarne, zakłócać sieci energetyczne i przez miliardy lat zdzierać atmosferę z Marsa.

Ten poradnik spokojnie wyjaśnia, czym fizycznie jest wiatr słoneczny, jak szybko naprawdę się porusza, na czym polega różnica wobec burzy słonecznej, co wyrządza na Ziemi — i jak samodzielnie odczytać jego aktualne pomiary.

Czym jest wiatr słoneczny? Definicja i dane podstawowe

Wiatr słoneczny to plazma — gaz, którego atomy są rozłożone na jądra i elektrony i który dzięki temu przewodzi prąd. Słońce nie potrafi tej plazmy zatrzymać: w koronie, najbardziej zewnętrznej warstwie jego atmosfery, panuje od jednego do trzech milionów kelwinów. W takich temperaturach cząstki poruszają się tak szybko, że powyżej pewnej wysokości grawitacja Słońca nie jest już w stanie ich związać. Efektem nie jest wybuch, lecz stały wypływ, który nigdy nie ustaje — dniem i nocą, od miliardów lat.

Ważne dla zrozumienia: wiatr słoneczny nie jest „wiatrem” w ziemskim sensie. Nie ma tu powietrza ani ciśnienia, które czuje się na skórze. W okolicach Ziemi plazma wiatru słonecznego jest około 10¹⁴ razy rzadsza niż powietrze, którym właśnie oddychasz. Jego działanie bierze się nie z masy, lecz stąd, że niesie ze sobą pole magnetyczne i oddziałuje z polem magnetycznym Ziemi.

Z czego składa się wiatr słoneczny

Wiatr słoneczny w liczbach (w okolicach Ziemi)

Jak powstaje wiatr słoneczny?

Powstawanie wiatru słonecznego to łańcuch czterech kroków: energia rodzi się w jądrze, wędruje na zewnątrz, w wciąż zagadkowy sposób rozgrzewa koronę daleko powyżej temperatury powierzchni Słońca — a ta przegrzana plazma w końcu ucieka grawitacji.

Krok 1: transport energii wewnątrz Słońca

W jądrze Słońca wodór łączy się w hel w temperaturze około 15 milionów kelwinów. Uwalniana przy tym energia wcale się jednak nie spieszy. Najpierw pokonuje strefę promienistą, w której fotony są bez ustanku pochłaniane i wypromieniowywane w przypadkowych kierunkach. Ta przypadkowa droga trwa, zależnie od modelu, od dziesiątek tysięcy do kilkuset tysięcy lat. Dopiero w zewnętrznych mniej więcej 30 % promienia Słońca przejmuje ją strefa konwektywna: tam gorący gaz unosi się w ogromnych komórkach, stygnie przy powierzchni i znów opada — widać to jako granulację fotosfery.

Dopiero po tej długiej drodze energia opuszcza Słońce jako światło. Stamtąd potrzebuje już tylko 8 minut i 20 sekund do Ziemi. Wiatr słoneczny jest natomiast tysiąc razy wolniejszy — to materia, nie promieniowanie.

Krok 2: przegrzana korona — problem grzania korony

Tu robi się dziwnie. Fotosfera, widzialna „powierzchnia” Słońca, ma około 5500 °C. Dalej na zewnątrz temperatura w chromosferze najpierw spada do około 4000 °C — a potem w koronie skacze do jednego do trzech milionów kelwinów. Im dalej na zewnątrz, tym więc nie chłodniej, lecz dramatycznie goręcej. Przeczy to codziennemu doświadczeniu przy każdym ognisku i zajmuje fizykę słoneczną od lat czterdziestych XX wieku.

Za mechanizmy grzania uznaje się dziś przede wszystkim dwa procesy, które prawdopodobnie się uzupełniają: nanorozbłyski — niezliczone drobniutkie akty rekoneksji w poskręcanych łukach pola magnetycznego — oraz fale Alfvéna, magnetyczne drgania, które niosą energię ze strefy konwektywnej ku górze i tam ją oddają. Sonda Parker Solar Probe wykazała w 2021 roku, że potrzebne do tego struktury pola magnetycznego rzeczywiście pochodzą z tak zwanych lejków magnetycznych pomiędzy komórkami supergranulacji.

Krok 3: ucieczka przed grawitacją

Ponieważ korona jest tak gorąca, jej ciśnienie gazu skierowane na zewnątrz jest większe, niż zdoła zrównoważyć grawitacja Słońca. Dokładnie to wyliczył Eugene Parker w 1958 roku: statyczna, spoczywająca korona jest fizycznie niemożliwa — musi wypływać i przy tym rozpędzać się nawet do prędkości naddźwiękowej. Jego pracę odrzucili wtedy recenzenci i ukazała się tylko dzięki interwencji redaktora Subrahmanyana Chandrasekhara. Cztery lata później sonda Mariner 2 potwierdziła ten efekt.

Krok 4: powierzchnia Alfvéna — tam, gdzie kończy się atmosfera Słońca

Istnieje ostra fizyczna granica między „atmosferą Słońca” a „wiatrem słonecznym”: powierzchnia Alfvéna. Poniżej niej pole magnetyczne jest dość silne, by kierować plazmą; zaburzenia mogą jeszcze wracać ku Słońcu. Powyżej plazma płynie szybciej, niż fale magnetyczne zdołają wrócić — połączenie się zrywa. 28 kwietnia 2021 roku Parker Solar Probe po raz pierwszy przeleciała przez tę granicę, na wysokości 18,8 promienia Słońca (około 13 milionów kilometrów od środka Słońca). Od tego czasu mówi się, że człowiek „dotknął” Słońca.

Jak szybki jest wiatr słoneczny? Wolny i szybki w porównaniu

Wiatr słoneczny występuje w dwóch wyraźnie różnych odmianach, a każda pochodzi z innego obszaru Słońca. To więcej niż niuans: dopiero kto zna obie, rozumie, dlaczego prognozy zorzy czasem sprawdzają się co do dnia, a czasem w ogóle nie działają.

Dziury koronalne: dysze szybkiego wiatru słonecznego

Dziura koronalna nie jest prawdziwym otworem, lecz obszarem, w którym linie pola magnetycznego Słońca nie wracają do powierzchni, tylko sterczą otwarte w przestrzeń. Plazma może tam swobodnie uchodzić na zewnątrz. W świetle ultrafioletowym takie rejony wyglądają ciemno, bo zamknięte jest w nich mniej gorącej materii — to właśnie te czarne strefy na zdjęciu powyżej.

Ponieważ Słońce obraca się raz na około 27 dni (patrząc z Ziemi), strumień z długowiecznej dziury koronalnej omiata orbitę Ziemi jak palec światła latarni morskiej. Takie powracające strumienie wysokiej prędkości dają się dlatego przewidywać wyjątkowo dobrze: to, co 27 dni temu wywołało zorzę, może zrobić to ponownie. Gdy szybki wiatr dogania wolniejszy, który jest przed nim, powstaje strefa sprężenia — corotating interaction region — zdolna wywołać burze geomagnetyczne, nawet zupełnie bez rozbłysku słonecznego.

Ile czasu potrzebuje wiatr słoneczny, by dotrzeć do Ziemi?

Rachunek jest prosty: 149,6 miliona kilometrów podzielone przez prędkość. Dla typowych wartości wychodzi:

W praktyce ostrzeżenie przychodzi jeszcze później: wiatr słoneczny mierzy się dopiero w punkcie Lagrange’a L1, jakieś 1,5 miliona kilometrów przed Ziemią. Między pomiarem tam a dotarciem do nas zostaje — zależnie od tempa — już tylko 30 do 60 minut. Więcej czasu na ostrzeżenie w trudnych przypadkach nie ma.

Wiatr słoneczny, burza słoneczna, rozbłysk, CME — jaka jest różnica?

Te cztery pojęcia są w doniesieniach prasowych wesoło mieszane. Oznaczają jednak zupełnie różne rzeczy, wyraźnie różniące się prędkością, czasem ostrzegania i skutkami.

Krótko mówiąc: wiatr słoneczny jest zawsze. Rozbłysk to błysk, CME to pocisk. A burza słoneczna to słowo, którego dziennikarze używają, gdy CME albo szybki strumień trafi w ziemskie pole magnetyczne. Rozbłyski i CME biorą się niemal zawsze znad dużych plam słonecznych, gdzie gromadzi się energia pola magnetycznego i gwałtownie się wyładowuje.

Spirala Parkera: dlaczego wiatr słoneczny się zwija

Wiatr słoneczny płynie radialnie na zewnątrz — prosto, od Słońca. Ale pole magnetyczne, które niesie, pozostaje zakotwiczone swoją podstawą na Słońcu. A Słońce się obraca: na równiku raz na mniej więcej 25 dni. Efekt jest taki sam jak przy obrotowym zraszaczu — każda kropla wody leci prosto, a widoczny strumień i tak tworzy spiralę.

Ta spirala Parkera jest powodem, dla którego międzyplanetarne pole magnetyczne przy Ziemi nie jest skierowane wprost od Słońca, lecz tworzy kąt około 45 stopni z linią Słońce–Ziemia. Przy Jowiszu spirala jest już zwinięta niemal prostopadle. Praktyczny skutek: naładowane cząstki biegną wzdłuż linii pola. Erupcja trafia w Ziemię magnetycznie szczególnie dobrze wtedy, gdy zachodzi w zachodniej części tarczy Słońca — tam zaczyna się spirala, która dociera do nas.

Wiatr słoneczny uderza w Ziemię: magnetosfera, fala uderzeniowa, ogon

Gdy wiatr słoneczny dociera do Ziemi, nie uderza w atmosferę, lecz w ziemskie pole magnetyczne. Ponieważ plazma przewodzi prąd, nie może przeniknąć linii pola — piętrzy się przed nimi i zostaje opłynięta wokół Ziemi. Tak powstaje ochronny bąbel, magnetosfera.

Magnetosfera jest więc wszystkim, tylko nie kulą: po stronie dziennej jest spłaszczona, po nocnej wyciąga się w ogon sięgający dalej niż orbita Księżyca. To, czy zdarzenie w wietrze słonecznym naprawdę zadziała, zależy mniej od jego prędkości niż od kierunku jego pola magnetycznego: gdy składowa północ–południe Bz wskazuje na południe — czyli przeciwnie do pola ziemskiego — pola sprzęgają się i energia wpływa do magnetosfery. Szybki wiatr z dodatnim Bz może natomiast przejść obok niemal bez skutku.

Zorze polarne: wiatr słoneczny, który widać

Cząstki, które wzdłuż linii pola wpadają w obszary polarne, trafiają tam na wysokości 100 do 400 kilometrów na atomy tlenu i azotu i wzbudzają je do świecenia. Zieleń pochodzi od tlenu atomowego na wysokości około 100–200 km, rzadka głęboka czerwień od tlenu powyżej 200 km, fiolet i błękit od azotu.

Jak daleko na południe przesuwa się owal zorzowy, opisuje wskaźnik Kp od 0 do 9. W Niemczech robi się ciekawie mniej więcej od Kp 6 do 7. Wszystko, co praktyczne — aplikacje prognostyczne, najlepsze pory, wybór miejsca — znajdziesz szczegółowo w poradniku zorza polarna w Niemczech; a jeśli chcesz ją fotografować, pomoże Fotografowanie zorzy polarnej: ustawienia telefonu i aparatu.

Co wiatr słoneczny robi z naszą techniką

Przy powierzchni Ziemi wiatr słoneczny jest dla ludzi nieszkodliwy — sama atmosfera waży nad nami dziesięć ton na metr kwadratowy. Dla techniki bilans wygląda inaczej:

• Sieci energetyczne: szybkie zmiany ziemskiego pola magnetycznego indukują w długich liniach prądy geomagnetycznie indukowane (GIC). Nasycają one rdzenie transformatorów, które wtedy się przegrzewają.
• Satelity: rozgrzana górna atmosfera rozszerza się, przez co rośnie opór na niskich orbitach. Dotyczy to także satelitów Starlink i stacji kosmicznej ISS, której orbitę trzeba wtedy częściej podnosić.
• Nawigacja: zaburzona jonosfera nieregularnie opóźnia sygnały GPS — możliwe są błędy położenia rzędu kilku metrów, co jest problemem dla rolnictwa precyzyjnego i geodezji.
• Łączność radiowa: fale krótkie po stronie dziennej mogą całkowicie zanikać na minuty lub godziny (radio blackout), co dotyka zwłaszcza polarnych tras lotniczych.
• Rurociągi: także w długich rurociągach płyną prądy indukowane i przyspieszają korozję.

Jak poważne to bywa, pokazuje spojrzenie na historię takich zdarzeń:

Bez tarczy ochronnej: co wiatr słoneczny robi z Marsem i kometami

Co się dzieje, gdy planeta nie ma globalnego pola magnetycznego, pokazuje Mars. Jego dynamo wygasło jakieś cztery miliardy lat temu. Od tego czasu wiatr słoneczny uderza wprost w górną atmosferę i zabiera ją ze sobą cząstka po cząstce. Sonda NASA MAVEN mierzy tę utratę od 2014 roku: Mars do dziś traci rzędu 100 gramów atmosfery na sekundę, a podczas burz słonecznych wielokrotnie więcej. Przez miliardy lat składa się to na to, co kiedyś było gęstą powłoką powietrzną z ciekłą wodą — dziś ciśnienie atmosferyczne wynosi mniej niż jeden procent ziemskiego.

Także komety czynią wiatr słoneczny widzialnym. Aktywna kometa pokazuje dwa warkocze: żółtobiały warkocz pyłowy podąża wygięty wzdłuż orbity, bo ciśnienie promieniowania światła popycha go tylko delikatnie. Niebieskawy warkocz jonowy, czyli plazmowy, wskazuje natomiast zawsze dokładnie w kierunku przeciwnym do Słońca, bo wiatr słoneczny porywa zjonizowane gazy bezpośrednio. Właśnie ta obserwacja naprowadziła w 1951 roku Ludwiga Biermanna na trop: samo ciśnienie promieniowania światła nie tłumaczyło obserwowanego przyspieszenia — musiał istnieć strumień cząstek. Siedem lat przed teorią Parkera i jedenaście lat przed pierwszym pomiarem.

Wiatr słoneczny aktualnie: wartości z 1 sierpnia 2026

Aktualne dane o wietrze słonecznym są publiczne i odświeżane co minutę — mierzą je sondy DSCOVR i ACE w punkcie Lagrange’a L1. Przykładowa migawka:

Dla porządku: cykl słoneczny 25 przekroczył swoje maksimum w październiku 2024 roku, ale pozostaje wyraźnie aktywniejszy niż słaby cykl poprzedni. Wartość F10.7 równa 147 sfu oznacza: mnóstwo obszarów aktywnych na Słońcu — spokojny wiatr słoneczny w pojedynczym dniu niewiele o tym mówi. Najbliższe lata, mniej więcej do 2030 roku, zmierzają ku kolejnemu minimum.

Heliosfera: gdzie kończy się wiatr słoneczny

Wiatr słoneczny nie kończy się za Ziemią. Wydmuchuje gigantyczny bąbel w ośrodku międzygwiazdowym — heliosferę. Jej granica przebiega tam, gdzie ciśnienie wiatru słonecznego i ciśnienie gazu pomiędzy gwiazdami się równoważą. Wewnątrz tego bąbla obowiązuje: wiatr słoneczny wyparł gaz międzygwiazdowy. Na zewnątrz zaczyna się Droga Mleczna w ścisłym sensie.

Tę granicę zmierzyły dokładnie dwa obiekty. Voyager 1 przeleciał przez szok końcowy w grudniu 2004 roku przy 94 j.a. i 25 sierpnia 2012 roku przekroczył przy 121,6 j.a. heliopauzę. Voyager 2 poszedł w jego ślady 5 listopada 2018 roku przy około 119 j.a. — po zupełnie innej trajektorii i w innej fazie cyklu słonecznego, a mimo to niemal w tej samej odległości. Dlaczego bąbel jest tak symetryczny, do dziś nie zostało ostatecznie wyjaśnione.

Dla oceny proporcji: nawet 122 j.a. to w skali kosmicznej nic. Obłok Oorta — dom komet długookresowych — zaczyna się dopiero jakieś dwadzieścia razy dalej. Wiatr słoneczny kończy się więc długo przed właściwym brzegiem Układu Słonecznego.

Badania wiatru słonecznego: od warkoczy komet do dotknięcia Słońca

Najbardziej ekstremalny rekord należy jak dotąd do sondy Parker Solar Probe: 24 grudnia 2024 roku minęła Słońce w odległości zaledwie 6,1 miliona kilometrów od powierzchni — z prędkością 692 000 km/h, jako najszybszy obiekt, jaki kiedykolwiek zbudowano. Jej osłona termiczna rozgrzała się przy tym do około 980 °C, podczas gdy instrumenty za nią pracowały dalej w temperaturze pokojowej.

Czy wiatr słoneczny da się obserwować?

Zobaczyć wiatru słonecznego bezpośrednio nie sposób — jest zbyt rzadki i nie świeci. Widoczne są tylko jego skutki i jego źródła. Trzy z nich możesz obserwować samodzielnie:

• Zorze polarne — najbardziej widowiskowy skutek. Podczas silnych burz widoczne aż po południowe Niemcy; wszystko pozostałe w poradniku o zorzy polarnej.
• Plamy słoneczne — obszary źródłowe erupcji. Z bezpiecznym filtrem słonecznym wyraźnie widoczne już w małym teleskopie (poradnik o plamach słonecznych).
• Warkocze komet — warkocz jonowy wprost wskazuje kierunek wiatru słonecznego. Wystarczy lornetka, gdy na niebie stoi jasna kometa.

Do bezpiecznej obserwacji Słońca — a więc i obszarów, z których pochodzą rozbłyski i CME — folia filtracyjna jest najtańszym pewnym rozwiązaniem:

Standard bezpiecznej obserwacji Słońca: Folia słoneczna Baader AstroSolar Safety OD 5.0 (20×29 cm)

Cena: 173 zł

Dostępny od ręki · gotowe do wysyłki w 24 godziny

Zobacz w Astroshop* →

Więcej o filtrach i akcesoriach znajdziesz w przeglądzie filtry do teleskopu. A jeśli nie masz jeszcze sprzętu, pomoże poradnik jak kupić teleskop. Poza tym 12 sierpnia 2026 roku z całkowitym zaćmieniem Słońca nadchodzi najlepsza okazja, by zająć się bezpieczną obserwacją Słońca.

Często zadawane pytania o wiatr słoneczny

Czy wiatr słoneczny jest groźny dla ludzi?

Na powierzchni Ziemi nie. Ziemskie pole magnetyczne odchyla wiatr słoneczny, a atmosfera hamuje nieliczne cząstki, które się przedostaną. Nawet podczas zdarzenia Carringtona w 1859 roku nikt nie ucierpiał od promieniowania. Inaczej wygląda to poza tą ochroną: astronautki i astronauci w misji księżycowej albo w drodze na Marsa byliby podczas silnego zdarzenia cząstkowego poważnie zagrożeni — dlatego schrony przeciwradiacyjne są centralnym tematem każdego planu załogowej wyprawy na Marsa. Pośrednio ekstremalna burza może być groźna także na Ziemi, ale przez awarie infrastruktury, nie przez promieniowanie.

Jaka jest różnica między wiatrem słonecznym a burzą słoneczną?

Wiatr słoneczny to stan stały: wieje zawsze, z prędkością od 300 do 800 km/s. Burza słoneczna to zdarzenie — najczęściej koronalny wyrzut masy, który jako gęsty, szybki obłok plazmy uderza w ziemskie pole magnetyczne i wywołuje tam burzę geomagnetyczną. Obrazowo: wiatr słoneczny to rzeka, burza słoneczna to fala powodziowa.

Czym jest wiatr słoneczny — wyjaśnione dla dzieci?

Słońce jest tak gorące, że bez przerwy odlatują od niego maleńkie cząstki, o wiele za małe, by je zobaczyć. Pędzą przez cały Układ Słoneczny, także obok Ziemi. Ziemia ma jednak niewidzialną tarczę ochronną — swoje pole magnetyczne. Kieruje ono cząstki dookoła nas, tak jak filar mostu rozdziela wodę rzeki. Tylko przy biegunie północnym i południowym kilka cząstek prześlizguje się do środka. Tam zderzają się z powietrzem, a ono zaczyna świecić: to są zorze polarne.

Czy wiatr słoneczny chłodzi jądro Słońca?

Nie — to rozpowszechniony błąd, który często pojawia się jako pytanie w quizach. Wiatr słoneczny powstaje w koronie, czyli zupełnie na zewnątrz, i z jądrem nie ma nic wspólnego. Energetycznie prawie się nie liczy: jego energia kinetyczna odpowiada zaledwie jednej dziesięciomilionowej mocy promieniowania Słońca. A jądro jest przez strefę promienistą tak dobrze izolowane termicznie, że energia potrzebuje stamtąd dziesiątków tysięcy lat, by dotrzeć do powierzchni. Jądra nie chłodzi nic — reguluje się samo poprzez równowagę między grawitacją a tempem fuzji.

Jak szybki dokładnie jest wiatr słoneczny?

W okolicach Ziemi typowo 300 do 500 km/s (wolny wiatr słoneczny) i 600 do 800 km/s (szybki wiatr słoneczny z dziur koronalnych). Średnia wynosi około 400 km/s, czyli mniej więcej 1,4 miliona km/h. Przy ekstremalnych koronalnych wyrzutach masy mierzono ponad 3000 km/s. Dla porównania: samolot pasażerski osiąga 0,25 km/s.

Dlaczego korona jest gorętsza niż powierzchnia Słońca?

To tak zwany problem grzania korony i nie jest jeszcze do końca wyjaśniony. Za główne mechanizmy uchodzą nanorozbłyski — miriady drobniutkich magnetycznych zwarć — oraz fale Alfvéna, które transportują energię ze strefy konwektywnej ku górze. Ważne jest jedno: korona jest wprawdzie rozgrzana do milionów stopni, ale skrajnie rzadka. Zawiera niemal żadnej energii cieplnej — pojedyncza cząstka jest tam bardzo szybka, ale cząstek prawie nie ma.

Ile dni wiatr słoneczny leci do Ziemi?

Przy 400 km/s około 4 dni i 8 godzin, przy szybkim wietrze 700 km/s mniej więcej 2,5 dnia. Bardzo szybki koronalny wyrzut masy może pokonać tę drogę w 14 do 20 godzin. Światło tej samej erupcji jest natomiast na miejscu już po 8 minutach i 20 sekundach — dlatego rozbłysk widać zawsze dużo wcześniej niż burzę.

Czy Słońce traci przez wiatr słoneczny dużo masy?

Około miliona ton na sekundę, czyli mniej więcej 32 biliony ton rocznie. Brzmi to potężnie, ale wobec masy Słońca równej 2 · 10³⁰ kilogramów jest znikome: przez pięć miliardów lat ubywa w ten sposób tylko jakieś 0,01 procenta. Znacznie więcej masy traci Słońce przez samą fuzję jądrową — tam co sekundę około czterech milionów ton materii zamienia się w energię.

Czym jest heliosfera i jak daleko sięga?

Heliosfera to bąbel wydmuchany przez wiatr słoneczny w gazie międzygwiazdowym. Jej granica, heliopauza, leży według pomiarów obu sond Voyager w odległości około 119 do 122 jednostek astronomicznych — jakieś 18 miliardów kilometrów. Wewnątrz tego bąbla dominuje wiatr słoneczny, na zewnątrz ośrodek między gwiazdami.

Czy mogę zobaczyć wiatr słoneczny przez teleskop?

Samego wiatru słonecznego nie — jest niewidzialny. Widoczne są tylko jego źródła i skutki: plamy słoneczne i protuberancje z bezpiecznym filtrem, struktury koronalne podczas całkowitego zaćmienia Słońca, warkocz jonowy komety i oczywiście zorze polarne. Same wartości liczbowe dostarczają satelity w punkcie L1, a ich dane każdy może swobodnie pobrać.

Skąd wiadomo, że wiatr słoneczny istnieje?

Pierwsza wskazówka przyszła w 1951 roku od Ludwiga Biermanna z obserwacji warkoczy komet: warkocz jonowy wskazuje zawsze dokładnie w kierunku przeciwnym do Słońca i reaguje zbyt szybko, by samo ciśnienie światła mogło to wyjaśnić. Eugene Parker dostarczył w 1958 roku teorii, radzieckie sondy Łunnik w 1959 roku pierwszych pomiarów, a Mariner 2 w roku 1962 ostatecznego dowodu. Dziś ACE i DSCOVR mierzą wiatr słoneczny bez przerwy, przez całą dobę.