A existência do vento solar foi prevista teoricamente por Eugene Parker em 1958. Segundo ele uma coroa isortérmica a 1,5 milhões K não se sujeitaria ao equilíbrio hidrostático. Na sua viagem para Vênus a sonda Mariner II confirmou essa predição. Não se sabe ainda até onde o vento se expande. Por certo, até além da órbita de Plutão, no meio interestelar, formando uma gigantesca bolha ao redor do Sol denominada heliosfera. Seu tamanho deve ser modulado pela atividade solar. Sendo magnetizada a heliosfera dificulta a penetração de raios cósmicos no Sistema solar. Especialmente quando ocorre uma erupção solar, quando o vento solar se intensifica reduzindo eficazmente a penetração dos raios cósmicos na Terra. Essa redução é o efeito Forbush.
O vento, a rigor, é um processo de perda de massa, mas tão diminuto que não acarreta influência marcante na evolução do Sol. O vento tem papel relevante na perda de momento angular durante a Sequência Principal. É que o campo magnético atua como prolongador do braço do torque. Assim que o sol e demais estrelas tardias da Sequência Principal diminuem gradativamente a sua rotação.
O vento é mais intenso nas épocas em que a atividade solar é mínima pois, então, os fortes campos das manchas são inexistentes, reduzindo portanto os arcos magnéticos fechados. O campo magnético polar, que é aberto, abrange uma calota mais extensa, ficando a coroa confinada à região equatorial. A figura 14 é uma representação esquemática do escoamento do vento solar (setas largas) na época de menor atividade solar. Os elétrons aprisionados tendem a se concentrar na região equatorial. As setas finas indicam a orientação do campo magnético. Já na época de máxima atividade o campo polar fica restrito a uma calota pequena e os arcos fechados tornam-se predominantes. A coroa se contrai e assume sensível simetria circular.
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