太阳 风是从太阳日冕层持续向外喷射的高速带电粒子流，主要由质子、电子及少量重离子组成，属于天文和物理领域的等离子体现象。 1958年，美国天体物理学家 尤金·派克 （Eugene Newman Parker）首次提出并命名“太阳风”。 1995年，人类通过白光日冕仪第一次直接观测到太阳风的存在。
太阳风的起源是太阳内部各种形式的 核反应 ，大量的粒子被加热加速离开太阳表面，逃逸到行星际空间形成太阳风。 根据速度对太阳风进行分类可将其分为快太阳风和慢太阳风两类。 在近地空间，慢太阳风的速度为300~500千米/秒，快太阳风的速度为750千米/秒。 慢太阳风源自太阳 赤道 带周围的“流带”，由冕流打开封闭冕环磁流而产生。快太阳风来自冕洞-磁力线散开的区域，尤其太阳 磁极 附近普遍存在这样的开 磁场 。 太阳 的磁场的活动是会变化的，周期大约为11年。 太阳风与地球上的风相比具有密度小、速度快的特点。 太阳风的密度与地球上的风的密度相比，是稀薄而微不足道的，一般情况下，在地球附近的行星际空间中，每立方厘米有几个到几十个粒子。而地球上风的密度则为每立方厘米有2687亿亿个分子。 太阳风的 动力学 压力约为2x10 -8 r -2 达因/厘米 2 （r以天文单位为单位），它随距离平方而下降。考虑到中性 星际物质 成分对太阳风的动力学过程的影响因素，理论上推得太阳风的边界大约在25~50个天文单位。
除给予地球光和热外，从 太阳 上涌出的太阳风也在影响着地球。 当太阳风到达 地球 附近时，会与地球的 磁场 发生作用。强烈的 太阳风暴 会引起 地磁场 的剧烈变化，当大量的 带电粒子 随着太阳风吹向地球的两极，就会在两极的 电离层 引发 极光 ，对航天、供电、通讯、航空、导航等一系列领域和技术系统产生灾害性的影响。
形成机制
产生原因
太阳释放的能量来自于太阳内部的 核聚变 反应，从太阳内部到太阳光球，温度随着与中心距离的增加而逐渐降低。但在 光球 以上的 色球 、 过渡区 和 日冕 中，太阳大气中 等离子体 温度从六千多 摄氏度 猛增到了数百万摄氏度，进而具备了形成太阳风的条件。 由于高温，使 日冕 等离子体处于膨胀状态。在日冕低层，太阳引力较大，能够控制住日冕等离子体。但随着太阳引力位能向外的渐小，加上在几个太阳半径以外的日冕气体仍具有很高的 热能 ，大量的等离子体克服了引力的束缚，连续不断的向外膨胀，于是便形成了太阳风。
加速机制
在 太阳 风研究过程中，研究者们普遍认同太阳 对流层 中的动能转化为了 磁场 能，再由磁场传输到 日冕 中，并再次转换为 等离子体 的 内能 和动能。对于磁场能量转换的具体物理过程，则仍存在争议。帕克博士在二十世纪七十年代提出了“微耀斑”理论。在该理论中，磁场能量通过一种名叫“磁场重联”的物理过程释放。所谓磁场重联，是指磁力线的连接性发生变化的一个过程。有如铁路道岔的转换一样，磁力线的连接情况将在磁场重联过程中发生转化，重联后的总磁场能小于重联前的总磁场能，而损失的那部分磁场能则转化为等离子体的动能和内能。 另外一个理论流派则认为， 日冕 加热和太阳风加速的能量来自于 低频 阿尔芬波的耗散过程。如果将磁力线视为琴弦，那么阿尔芬波就是琴弦的颤动所形成的波动。阿尔芬波形成后，一部分远离 太阳 传播，另一部分则被反射回太阳表面，进而对太阳风进行加速加热。
2022年， 中国科学技术大学地球和空间科学学院 、 深空探测实验室 陆全明 和 王荣生 教授研究团队，发现行星际太阳风中湍动 磁场 重联的 直接证据 ，揭示了行星际太阳风中湍动磁场重联发生率和背景太阳风风速的关系，证实了湍动磁场重联可以有效地加速和加热行星际 等离子体 。
历史
地面探测
1858年，天文观测者发现磁暴每经过27天会重新出现一次。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，该数据是在地球上看 太阳 转了一圈的周期。 1859年， 英国 天文学家卡灵顿等人先是观测到一个 白光耀斑 ，大约两天后 地球 出现了很强的地磁暴，这种现象是引发“太阳会往外发出物质”想法的开始。
20世纪30年代，科学家已经知道太阳的 日冕 层有几百万 摄氏度 的高温，这是通过在日全食时观察到的日冕的突出形状推算的。一些相关的 光谱分析 工作也证实了这个高温。 20世纪30～40年代，英国数学家 查普曼 和他的学生费拉罗对磁暴和 极光 做了大量的研究，认为这些 地球物理学 现象都源自射向地球的 太阳 粒子流。 查普曼提出一种设想：从太阳上发出的带电微粒流，冲到 地球 附近时，会在高空形成一个附加的电流环，从而扰乱地磁声产生磁暴。按照这个设想， 太阳 上应当有一个区域在不断地发射粒子流，因为太阳在自转，这个区域也应该跟着太阳一起旋转。这个区域逐渐被叫做M区——M是“神秘”（Mystery）与“磁暴”（Magneticstorm）两个词的第一个英文字母。 1932年，巴特尔斯（Bartels）提出正是M区的粒子流导致了一些与耀斑没有关系的地磁暴。M区即现在的冕洞，它流出的正是高速太阳风。
1950年左右， 德国 天文学家霍夫迈斯特和比尔曼提出一种解释，认为这种现象可以用从 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，而由此估算出的太阳粒子流动的速度约为400公里/秒。这说明：太阳粒子流动是一种日常的现象，而且充斥着整个空间。
1958年， 芝加哥大学 物理学家帕克在《 天体物理学报 》(The Astrophysical Journal)发表了自己通过数学推导出“太阳风”存在的研究成果，首次提出并命名“太阳风”。 在帕克的数学推导中，他描述了粒子如何从太阳中流出，正如水从圆形喷泉向外喷射一样。 帕克博士在前人研究的基础上，并根据自己对 太阳 的最 外层 大气—— 日冕 的研究提出，由于 日冕 底部的高温，日冕中存在着比较大的 压强 梯度 力，日冕气体并不处于 静力学 平衡状态，而是处在稳定地连续膨胀状态，大量的日冕气体可以连续不断地跑向星际空间；在日冕底部，物质膨胀速度每秒仅几百米到几十公里，而在离 太阳 一千万公里或更远的空间可减速到数百公里。帕克形象地把这种从太阳上面喷出来的物质命名为“太阳风”。
1937年，美国人g.瑞伯在自己家里潜心试制射电望远镜，并取得了成功。他建造的射电望远镜也是世界上第一架 抛物面 型射电望远镜。 自此地面探测太阳风，主要通过射电望远镜来实现。通过射电望远镜对IPS信号的探测可用来反演距离 太阳 表面5~200倍太阳半径的广大行星际空间中的太阳风传播和密度结构的演化。通过接收来自不同方向的 宇宙 射电源 的IPS信号，从大视场和多视点来遥测背景太阳风，为人们提供了一种既经济又灵敏的太阳风探测手段，探测范围比直接测量大得多。
印度 的IPS观测始于20世纪70年代。使用Ooty宽30米、长530米抛物 柱面 望远镜，每天监测约120个致密射电源。 采用单站单频模式观测，通过拟合得到闪烁功率谱，进而获得太阳风风速及闪烁指数。 日本 的IPS望远镜由四架宽20米、长100米的抛物柱面天线组成。位于富士（Fuji）、菅平高原（Sugadaira）、丰川（Toyokawa）和木曾（Kiso），两两间距约百千米。其中三面可组成一个三站系统，每天观测约100个 射电源 ，给出太阳风风速。
1985年，中国在 密云区 建成了由28台口径9m的 抛物面天线 构成的 综合孔径射电望远镜 （Miyun Synthesis Radio Telescope，MSRT）开始IPS试验。该望远镜工作在232MHz，天线阵全长1164m。 2008年，在密云建成50米口径射电望远镜开展了单站双频、新疆天文台25米口径望远镜开展了单站单频IPS观测。2018年，“中国天眼” 500米口径球面射电望远镜 （Five-hundred-meter Aperture Spherical radio Telescope），简称FAST，开展了单频及双频IPS观测，获得短时 标高 动态范围 太阳 风速。
空间探测
1959年， 苏联 的Luna-1号卫星上天，人类首次得以对太阳风进行就地观测。 1962年， 美国航空航天局 的“水手2号”(Mariner 2)飞行器在飞往 金星 的途中观测到了 穿越星际 空间的高能粒子，这证实了帕克的“太阳风”推测。
20世纪60年代初，探空火箭的使用使得日面的 紫外线 和X线观测成为可能，太阳风源区的认证研究就开始了。当时发展并沿用至今的一个主要方法是利用 光球 磁图并基于某些假设来构造 日冕 磁场 模型，而后将太阳风的局地测量数据 映射 到日冕某高度，并由该高度沿开放磁力线向日面寻找太阳风的源区。 在人类首次探测到太阳风后，曾先后发射了大量的 空间探测器 专门探测太阳风，其中包括1973年发射的行星际监测平台8号（IPM8）直到目前仍在距离低球40万~50万公里的 黄道面 轨道上监测太阳风的主要参数，其测量数据定期发表在国际期刊Solar Geophysical 数据 上，供研究人员分析。另外1974年和1976年发射的 太阳 神1号 和太阳神2号 探测器 飞行到距离太阳表面分别为0.31AU和0.29AU的空域近距离实地探测太阳风。1995年发射的 太阳和太阳风层探测器 （Solar and 太阳圈 Observatory，简称SOHO）位于日地之间距离 地球 150万公里的第一 拉格朗日点 （L1）上，通过SOHO搭载的白光日冕仪第一次直接观测到太阳风的存在。 同时、SOHO携带的多种静电分析仪和法拉第杯太阳风探测仪实地测量了太阳风的成分、速度、密度和流量等参数。通过直接跟踪观察，1999年初，SOHO还发现了 太阳 风的源头，主要来自太阳表面蜂窝状 磁场 的边缘和冕洞。 除了SOHO外，在轨运行的太阳风 空间探测器 还有WIND、ACE、ULYSESS等。
2006年9月23日发射的太阳-B（又称“日出”）卫星，其上装有 日本 与 美国 和 英国 联合研制的太阳光学望远镜、太阳X射线望远镜和远紫外成像 分光光度计 共3台科学观测仪器。依靠这“3只眼”， 太阳 B重点研究了 太阳磁场 和 日冕 之间的相互作用，从而加深了对太阳大气动力机制等方面的了解，获取了更多有关太阳如何向外抛射高能粒子等信息。
2006年10月25日，美国发射的一对孪生太阳观测卫星——“日地关系观测台”升空。这2颗卫星主要利用在太空中相互错开的优越定位“注视” 太阳 ，首次为人类展示了 太阳黑子 爆发时的全景三维图像，并前所未有地展现了日地之间能量流动的独特景象，帮助科学家研究了太阳周边环境以及 太阳活动 对整个 太阳系 造成的影响，以及 日冕 的产生、活动及其喷发带来的后果，更精准地观测了太阳爆发。
2010年2月23日， 美国 “太阳动力学观测台”升空，运行在 地球同步轨道 ，以确保几乎不间断地观察 太阳磁场 、喷发的 等离子体 和众多其他现象，从而能更准确、及时地预测空间天气。
2021年10月14日，中国首颗太阳探测科学技术试验 卫星 羲和号 在太原卫星发射中心成功发射升空，该卫星的发射标志着中国正式迈入空间探日时代。 “羲和”卫星在轨运行期间，会观测 太阳耀斑 和 日冕物质抛射 的 光球 及 色球 表现，探究太阳爆发的源区动态特性和触发机制，同时探测太阳暗条形成和演化过程的色球表现，揭示其与太阳爆发的内在联系，还将获取全日面Hα 波段 多普勒 速度分布，研究太阳 低层大气 动力学 过程，为解决“太阳爆发由里及表能量传输全过程物理模型”等科学问题提供重要支撑。
2022年10月9日，中国综合性 太阳 探测专用 卫星 “夸父一号”在 酒泉卫星发射中心 发射升空，开启对太阳的探测之旅。 “ 夸父 一号”的科学目标是“一磁两暴”，“一磁”指的是 太阳 磁场，“两暴”指的是太阳上两类爆发现象，即 太阳耀斑 和 日冕物质抛射 。搞清楚了这三者之间的联系，不仅有助于认识 太阳活动 是怎样形成和演化的，对预报空间天气也将提供重要的物理基础。
相关概念
日冕 ： 通常把 太阳 分为内部和大气两大部分，而大气又可再分为 光球 、 色球 和日冕三个层次。 日冕是一种 质子 电子 气体加少量其它元素（ 丰度 更低）离子的 混合物 。 日冕由温度约一、二百万度，浓度约10 7 ~10 8 个/厘米 3 的稀薄 等离子体 组成。
冕洞： 科学家们已确认速度在450—850公里/秒的快速太阳风发源于冕洞之中。
空间天气： 太阳 会喷发出大量高能粒子——太阳风，它可以在太空中形成一个动态辐射系统——空间天气。 太阳耀斑 和 日冕物质抛射 等剧烈活动，给 地球 磁层 、 电离层 和中高层大气， 卫星 运行和安全，以及人类健康，带来严重影响和危害，人们把这种由 太阳活动 引起的短时间尺度的变化，称为空间天气。
太阳耀斑： 是一种剧烈的太阳活动现象，耀斑的爆发伴随着高能电子的加速，加速后的高能电子对耀斑的辐射产生很大的影响。
极光 ： 太阳风在地球上空环绕地球流动，以大约每秒400公里的速度撞击地球 磁场 。地球磁场形如漏斗，尖端对着地球的南北两个 磁极 ，因此 太阳 发出的 带电粒子 沿着 地磁场 这个“漏斗”沉降，进入地球的两极地区。两极的高层大气，受到太阳风的轰击后会发出光芒，形成极光。在 南极洲 地区形成的叫南极光。在北极地区形成的叫北极光。 极光的颜色通常与大气粒子的种类有关。太阳风的高能粒子激发高层（200千米至500千米）的氧原子一般会发红光，激发 氮 一般发蓝到紫光，而到达低层（100千米至200千米）的太阳风粒子激发氧原子主要发 绿光 。因为人眼对绿光和白光更为敏感，所以我们看到的 极光 主要是绿白色的。
行星际闪烁（IPS）： 是指来自遥远致密 射电源 的 电磁波 在穿过行星际空间时，被太阳风散射形成的射电波强度和 相位 的一种随机起伏现象。通过行星际闪烁观测，可以监测太阳风，测量太阳风 等离子体 不规则结构，研究遥远致密射电源角结构。
太阳风暴 ： 是指 太阳黑子 引起的耀斑剧烈爆发活动，是一种持续时间短暂、规模巨大的能量释放现象，主要以 电磁辐射 、高能 带电粒子 流和等离子体云等三种形式释放，这些物质在行星际空间传播，并且和行星际介质、 磁场 相互作用，进而影响到整个 太阳系 的空间环境。
日球层顶： 由于受到外部星际介质的约束，从 太阳 往外吹的太阳风形成了一个泡，即日球层。太阳风和星际介质的交界面叫做日球层顶。
性质与特征
组成
太阳风的主要成分是 电子 和 质子 ，还有α粒子等一些 重离子 。 其中73%的是氢，25%的是氦，还有其他一些微踪杂质。可是目前还没有精确的测量结果。
速度
太阳风连续存在，来自太阳并以200-800km/s的速度运动。 一般认为在太阳极小期，从太阳的 磁场 极地 附近吹出的是高速太阳风，从太阳的磁场 赤道 附近吹出的是低速太阳风。 太阳 的磁场的活动是会变化的，周期大约为11年。 在近地空间，慢太阳风的速度为300~500千米/秒、温度为1.4~1.6X10 6 开尔文 （K），其成分与 日冕 成分相近；快太阳风的典型风速为750千米/秒，温度为8X10 5 开尔文，其成分与 光球 成分相近。
太阳风实验使用法拉第杯（一种电荷收集板）来测量太阳风中氢和氦的速度、密度及温度。 在对太阳风进行了为期10年超过250多万次测量的研究期间，科学家们发现太阳风的速度从未低于每秒161英里。若再慢一点， 太阳 风就无法逃脱太阳表面。科学家们发现太阳风速度越快，其中氦的含量就越多，在最低速度下几乎观测不到氦的存在。这些发现使科学家们得知，氦在某种程度上帮助确定了太阳风的速度，但他们仍在研究导致这一现象的确切过程。
密度
太阳风的密度与 地球 上的风的密度相比，是稀薄而微不足道的，一般情况下，在地球附近的行星际空间中，每立方厘米有几个到几十个粒子。 太阳风的 粒子数 密度和 磁场 强度大致与日心距的平方成反比，温度变化随远离太阳降低较慢。随着远离太阳，粒子流速度起初增加很快，然后逐渐趋于渐进值。太阳风粒子流和磁场有复杂的空间变化和时间变化，发生多种扰动和磁流波及 等离子体 现象。 对比快太阳风，慢太阳风密度低但密度变化大。
太阳 风中的 电子 、 质子 的平均能量是1.5至10电子伏特，太阳喷射出的粒子数目为1.3×10 36 每秒。因此太阳风的功率为1.95至13×10 36 电子伏特每秒，即3.1239至20.826×10 17 瓦特。这与 太阳 的辐射通量3.846×10 26 瓦特相比，太阳风的能量是太阳的 电磁辐射 的0.812至5.41×10 -9 ，即十亿分之一量级。
压力
太阳风的 动力学 压力约为2X10 -8 r -2 达因/厘米 2 （r以天文单位为单位），它随距离平方而下降，而星际压力为 达因/厘米 2 ，因此太阳风最终将同星际气体压力、银河 磁场 和 宇宙 线压力相平衡。
日冕物质抛射
日冕物质抛射 （Coronal 质量 Ejection，简称CME）是从 太阳 抛出的大尺度磁化 等离子体 团，携带大量 磁通量 量和等离子体进入行星际空间。 一次大的日冕物质抛射可抛出10亿吨物质，速度最高可达2000km/s，抛出的这团物质在太阳附近的尺度往往比 行星 还大。 CME从太阳释放到 行星 际空间即为行星际日冕物质抛射（Interplanetary Coronal Mass Ejection，简称ICME）。ICME传播到近地空间，将会引起地磁暴、 极光 等现象，可以对空间探测、 卫星 运行、通讯、电力设施和输油管道等产生显著影响。
磁场反转
太阳 表面贯穿着持续变化的闭合和开放的磁力线，太阳风沿着开放的磁力线逃逸到太空。太阳开放磁场区域会产生冕洞，冕洞会像间歇泉一般向外喷发太阳物质，每次可持续几天，即所谓的太阳羽流。天文学家认为，太阳羽流与太阳风存在密切联系。NASA戈达德航天飞行中心的太阳科学家瓦迪姆·乌里茨基（Vadim Uritsky）等人发现太阳羽流实际上由更小的羽状体组成，他们称之为小羽流（Plumelets）。这些小羽流独立存在，自行振荡，可能是导致太阳风扰动的主要驱动因素。
2018年11月， 美国航空航天局 （NASA）的 帕克太阳探测器 发现了太阳风中的奇怪尖峰——粒子在那里加速并改变了太阳风的 磁场 方向。 科学家们认为太阳风的磁场方向反转与小羽流有关。
范围边界
根据太阳风的 动力学 压力估算出的太阳风边界约在100个天文单位处。 但空间探测表明，在 行星 际空间中可能存在着低密度的中性原子氢。这种中性 星际物质 成分对太阳风的动力学过程有显著影响，特别是对远离 地球轨道 的太阳风的膨胀有明显减速、加热等效应。考虑到这些因素，理论上推得太阳风的边界大约在25~50个天文单位。
分类
在近地空间，慢太阳风的速度为300~500千米/秒的为慢 太阳 风，风速为750千米/秒的为快太阳风。 慢 太阳 风源自太阳 赤道 带周围的“流带”，由冕流打开封闭冕环磁流而产生。在 太阳活动 极小期，慢太阳风发生在 纬度 30°~35°范围内，极大期延展到极区；在极大期，极区也发射慢太阳风。
快太阳风来自冕洞-磁力线散开的区域，尤其太阳 磁极 附近普遍存在这样的开 磁场 。等离子源是 太阳 大气对流 胞造成的小磁场，它们约束等离子输运到 光球 之上2X10 4 千米的 日冕 狭口，当磁力线重联时虫出来。
重大事件
1859年9月的一天，美国落基山地区的天空非常鲜艳，房子和树叶像染上了红色一般。这就是著名 的“卡林顿事件”。该事件是一次极其强烈的 太阳风暴 引发的地磁灾害，对当时全球的 电报 系统造成了严重干扰。 中国史书《获鹿县志》也能找到同一现象的记载，“清咸丰九年（1859年）七月夜，红光起于西北，亘于东北，经三夜始散。”这种自然现象实际上就是“ 极光 ”，它的形成是 太阳 高能粒子沿 地球 磁场 轰击极区高层大气而产生的。然而，这次的极光并不寻常，它出现的位置已超出了往常极光的范围。由此，我们可以推断当时地球应该正遭受着一场超强的太阳风暴。
1989年3月13—14日，一次 日冕物质抛射 引发的强磁暴袭击了 加拿大 魁北克省 地区的电网。尽管 太阳风暴 强度没有 卡灵顿事件 强烈，但由于此时 电力系统 相对普及，地磁灾害造成的损失比卡灵顿事件严重得多，当时加拿大魁北克省电力系统 瘫痪 近8小时，受直接影响的居民人数达到600万人，带来了巨大的经济损失。 1991年4月29日，强磁暴使美国 缅因州 核电厂发生灾难性破坏。 1994年1月20日～21日、1997年1月6日～11日、1998年5月19日，强磁暴使全球多颗卫星或失效或报废或减寿或发生故障。
2000年4月6日晚，在欧洲和美洲大陆的北部，出现了 极光 景象。据德国波鸿天文观象台台长卡明斯基说，当夜德国莱茵地区以北的警察局和天文观象台的电话不断，有的人甚至怀疑又发生毒气泄漏事件。这次极光现象被远在160公里高空的观测 太阳 的 宇宙 飞行器ACE发现，并发出了预告。在北京时间4月7日凌晨零时三十分，宇宙飞行器ACE发现一股携带着强大 带电粒子 的太阳风从它旁边掠过，而且该太阳风突然加速，速度从每秒375公里提高到每秒600公里，一小时后，这股太阳风到达 地球大气层 外缘。 2000年7月14日，欧美的GOES、ACE、SOHO、WIND等重要科学研究卫星受到严重损害，日本的ASCA卫星失控，AKEBONO卫星的计算机遭到破坏。
2001年4月3日凌晨，近25年来最大的 太阳耀斑 发生，全球所有通信中断。 2003年10月底至11月初，发生几次 太阳风暴 。它们产生的强大 电磁辐射 和抛射出的大量高能带电粒子流冲击 地球 ，造成了地球磁暴、 人造卫星 传送的信号消失、地面 无线电通讯 中断、导航系统失灵、一些国家的部分 电力系统 失控，同时还在高纬地区引发了壮丽的 极光 现象。
2022年2月初，一场太阳风暴让 SpaceX （SpaceX）失去了40颗刚刚发射成功的“ 星链 ” 卫星 。 2022年3月30日，全球多个天文台都记录到了一次超强的太阳耀斑。受耀斑产生的太阳风暴影响，东南亚和澳大利亚地区30兆赫兹以下的无线电通信完全失效。 2022年4月20日，美国太阳动力学观测站于太平洋时间晚上8时57分观测到了一次太阳耀斑， 亚洲 一些地区的无线电通信失效。
影响
太阳活动 是日地空间系统中灾害性天气事件的驱动源。典型的太阳爆发活动包括耀斑和 日冕物质抛射 ，其产生的 带电粒子 流以太阳风的形式在 行星 际旅行，对 地球 空间环境产生扰动。 美国航空航天局 （NASA）的科学家们发现太阳风对 木星 两极加热的程度超过预期，太阳风对木星的影响是“空间天气的极端例子”。太阳风也“偷”走了 火星 上曾经存在的厚厚的大气层，在 太阳风暴 期间，火星大气的损失尤为明显。
对卫星的影响
有些年份 太阳 活动会比平时更剧烈，我们就称为太阳风年。它出现的周期一般是11年。遇上 太阳 风年，太阳的剧烈活动对航天器会产生一定影响，严重的话可能会损害卫星上的电子元器件。2010年4月发生的太阳爆发，导致 美国 的一颗 银河卫星 失控。 太阳活动 会对卫星的飞行造成影响，比如卫星被迫转入 安全模式 。如果 太阳 发生大的爆发，所有的卫星可能都要失效。
对地球磁场的影响
地球大气之外的地球 磁层 可以使大量来自太阳的高能粒子偏转方向，对地球生物、 人造卫星 和 空间站 等形成有效的保护。 在 地磁场 的保护下，太阳风对地球大气几乎没有影响。 如果当 太阳 风的 磁场 和地球磁场发生重联，高能粒子会沿着重联的磁力线进入地球空间。具体而言，部分太阳风能量和物质会通过磁场重联等过程进入 地球 磁层内部，引起 电离层 和地磁的剧烈扰动，表现为磁暴或磁层亚暴等。强磁暴会对航天系统、 无线电 系统、电力和能源系统等产生严重影响。
对臭氧层的影响
当 太阳 粒子进入 地球大气层 ，太阳粒子的高能量会电离地球大气的中性氮、氧分子，这两种分子占地球大气99%的成分，太阳粒子是 地球 极地 上空30千米以上区域大气电离的主要来源，它会引发一系列的反应，产生促进破坏 臭氧 的 化学物质 。 在 太阳活动 特别活跃的时候，当太阳向太空释放大量粒子时，海拔50千米以上的地区多达60%的 臭氧 会被消耗，该影响可能持续几个星期。 在更低的 地球 大气位置，大约低于距离地球表面50千米的区域，太阳粒子是造成极地臭氧水平逐年发生变化的重要因素，太阳粒子袭击将持续导致臭氧损失，然而，最近一项研究表明，太阳粒子还有助于抑制南极臭氧空间进一步损耗。
对小天体的影响
对于近地小天体2016HO 3 而言，其表面将在 太阳 光照和太阳风轰击作用下带电。 中国科学院国家空间科学中心 太阳活动 与空间天气重点实验室副研究员谢良海建立了太阳风与 小行星2016 HO 3 相互作用的三维PIC模型，用于 定量分析 2016HO 3 周围 电场 和 等离子体 特征。 研究发现，小 行星 2016HO 3 表面 电势 最高出现在日下点附近，可达+12V，背阳面最低电势约为-35V，对应的向阳面电场约为+2V/m，背阳面电势约为-5V/m。最大电场出现在 晨昏线 附近，可大于10V/m。此外，研究分析不同自转状态下的情况发现，当2016HO 3 长轴和太阳风垂直时产生的电势大小及空间范围最大，其晨昏线附近电场可达20V/m。
应用与价值
太阳风现阶段主要的应用方向有两点：一是借助 太阳 风在月球表面制造 太阳 风成因水，将有助于未来月球基地的建造。 此外，太阳风还可以用来驱动飞船前进。当 太阳 帆展开时，来自太阳的 光子 会推动太阳帆，使其前进。
中国科学院国家空间科学中心 和地质与 地球物理学 研究所联合团队对 嫦娥五号探测器 月壤样品开展了实验研究，研究认为太阳风 质子 注入是嫦娥五号地区月壤中水的主要来源。 中国计划在月球南极建科研站，月球南极区域的水含量可能比人们以往认为的还要多，该发现对于未来月球 水资源 的利用具有重要意义。 因此，借助太阳风在月球表面制造水，将有助于未来月球基地的建造。
2019年7月，美国太空组织“ 行星 学会”宣布，“光帆2号”（LightSail 2）已经成功张开了 太阳 帆，成为“ 地球轨道 上第一个完全由太阳风驱动的航天器”。 2022年11月17日，“光帆2号”重返地球大气层，成功完成了小型航天器的光飞行演示任务。 国际宇航联空间运输委员会副主席 杨宇光 表示，如果航天器采用光帆推进，则意味着其不再需要携带大量 推进剂 ，节省出来的重量可以搭载更多科学探测仪器，使航天器的有效载荷大幅提升。同时，受到推进剂容量的限制，采用火箭动力的航天器，其“续航里程”存在较大限制。而依靠光帆推进的航天器，只要在有光照的地方，都可以持续不断前进，“续航里程”大幅提升。以上优势，都促使着人们不断加深对光帆的探索，该科学设想也逐渐变为了现实。 光帆目前主要的应用场景还是针对体积重量小、成本低廉的科学探测器，一旦航天器重量达到吨级以上，其光帆展开面积可能要达到平方公里级别，仅凭当下技术确实难以实现。
相关文化
科幻电影《 流浪地球 》讲述了 太阳 即将死亡，即将进入 红巨星 的膨胀阶段， 地球 即将被膨胀的太阳大气所淹没的故事。在人类命运即将面临存亡的关头，人类联合政府决定将 地球 作为一个庞大的飞船驶离现有轨道，驶向距离地球最近的 比邻星 。 从地球原有轨道到遥远的比邻星，按计划分为五个阶段：刹车阶段、逃逸阶段、先流浪阶段、后流浪阶段和新太阳时代。
刹车阶段即凭借 赤道 上的“ 行星 发动机 ”的巨大 推力 ，使地球停止自转。尽管人类对于 磁场 的产生机制并不是非常的清楚和确定，一种说法是因为地球外壳层和内核之间的转速不同导致的。 如果 地球 自转停止，而且两个区域都停止，那么 地球 磁场有可能会突然消失。通常情况下， 地球 磁场的存在，它不仅仅能够为我们指明南北方向，更重要的是磁场起到了保护作用，能够将来自于 太阳 的 带电粒子 屏蔽于地球大气之外，从而太阳粒子很难直接穿过磁场，直接进入 低层大气 ，保护了 地球大气层 不会丢失掉。不过这些带电粒子会沿着磁力线向两极运动，带电粒子最终与大气中的粒子相互作用，使得粒子发生激发，从而产生我们所看到的 极光 。而没有了 磁场 ，太阳风能够不受任何阻碍，长驱直入进入 地球 大气，从而在全球各个地方形成我们所说的极光，不过更为重要的是， 地球 大气有可能逐渐损失掉。所以，在该电影中人类需要建造 行星 发动机 把整个 地球 搬离 太阳系 。