Whipple-Fedke (1942g) kuyrukluyıldızı üzerindeki araştırmalarına dayanarak, bir Güneş fırtınası ile kuyrukluyıldız kuyruğunun yönünün birbiri ile alakalı olduğunu öne süren ilk kişi olduğunu ortaya koymaktadır.

Eugene Parker, Chapman'ın modelinde Güneş'te yayılan ısının ve Bermann'ın hipotezindeki kuyrukluyıldızın kuyruğunun dışarıya doğru olması durumunun aynı fenomenin sonucu olması gerektiğini fark etti ve bu terimi "Güneş fırtınası" olarak isimlendirdi. 1958'de Parker, Güneş'in koronasının Güneş'in kütle çekiminden güçlü bir şekilde etkileniyor olmasına rağmen yine de ısıyı, uzak mesafelerde halen çok sıcak olmasında rağmen, iyi ileten bir iletken olduğunu gösterdi. Güneş'ten olan uzaklık arttıkça kütle çekimi azalığı için, dışarı koronal atmosfer süpersonik bir şekilde yıldızlararası uzaya doğru kaçar. Bunun da ötesinde, yerçekiminin azalması etkisinin, bir de Laval başlığı (ses altıdan süpersonik akışa dönüşümü tetikler) gibi aynı şekilde hidrodinamik akış üzerinde de etkisi olduğunu fark eden ilk kişi Parker'dı.

Parker'ın Güneş rüzgârı hipotezine muhalefet güçlüydü. Parker'ın 1958 yılında Astrophysical Journal'a sunduğu kâğıt iki yorumcu tarafından şiddetle reddedildi. Bu kâğıt, editör Subrahmanyan Chandrasekhar (daha sonra 1983 Nobel Fizik Ödülü'nü aldı) tarafından kurtarıldı.

Ocak 1959'da, Sovyet uydusu Luna 1 ilk doğrudan Güneş rüzgârı gözlemiş ve gücünü ölçülmüştür. Bu rüzgârlar yarıküre iyon tuzakları ile tespit edilmiştir. Konstantin Gringauz tarafından yapılan keşif, Luna 2, Luna 3 tarafından ve daha uzakta olan Venera 1 ölçümleri ile doğrulanmıştır. Üç yıl sonra kendi ölçümleri Mariner 2 uzay aracı kullanan Amerikalılar (Neugebauer ve iş arkadaşları) tarafından gerçekleştirilmiştir.

1990'ların sonlarında SOHO uzay aracı üzerindeki Ultraviyole koronal Spektrometre (UVCS) cihazı Güneş'in kutuplarından kaynaklanan hızlı Güneş rüzgârının ivmelenme bölgesini gözlemledi ve bu rüzgârın, yalnız başına termodinamik genişlemeden daha hızlı hızlandığını buldu. Parker'ın modeli, rüzgârın fotosferden yaklaşık 4 Güneş yarıçapı rakımda süpersonik akışına geçiş yapması gerektiğini öngördü; ancak bu geçiş (veya "ses noktası"), belki de fotosferden sadece 1 Güneş yarıçapı yukarıda, bazı ek mekanizmaların da bu Güneş rüzgârını Güneş'ten uzağa hızlandırdığı düşünüldüğünde, çok daha düşük görünüyor. Hızlı rüzgârın ivmelenmesi hala tamamen anlaşılmış değildir ve Parker'ın teorisi ile bütün bir halde izah edilemez. Fakat bu hızlanma için olan yerçekimi ve elektromanyetik açıklamalar daha önce Hannes Alfvén'in 1970 Nobel ödülü kağıdında detaylı bir şekilde anlatılmıştır.

Kapalı ve açık alan çizgileri dahil, Güneş koronasında oluşan Güneş rüzgârının ilk sayısal simülasyonu, 1971 yılında Pneuman ve Kopp tarafından gerçekleştirildi. Sabit durumdaki manyetohidrodinamik denklemleri, bir başlangıç dipolar dizilimiyle başlayıp iteratif bir şekilde çözüldü.

1990 yılında, Ulysses probu kutuplara yakın yerlerdeki Güneş rüzgârlarını inceleme için çalıştırıldı. Bütün öncelikli gözlemler Güneş Sistemi'nin tutulum düzlemlerinde yapıldı.

Güneş rüzgârlarının eski modelleri, materyalleri ivmelendirmek için temel olarak termal enerjiyi kullanırken 1960'larda Güneş rüzgârının yüksek hızının tek sebebinin termal ivmelenme olmadığı açıktı. Bilinmeyen ek bir ivmelendirme mekanizması gerekliydi ve bu ivmelendirme Güneş atmosferindeki manyetik alanlarla ilişkiliydi.

Güneş'in koronası, veya genişletilmiş dış tabakası, plazmanın bir milyon Celciusun üzerindeki derecelere kadar ısıtıldığı bir bölgedir. Termal çarpışmaların bir sonucu olarak, iç koronadaki parçacıkların menzil ve dağılım bakımına olan hızları Maxwellian dağılımıyla tanımlanmaktadır. Bu parçacıkların ortalama hızı yaklaşık olarak 145 km/sn ve bu hız solar kurtulma hızı olan 618 km/sn'den düşüktür. Fakat parçacıkların pek bir azı kaçış hızı olan 400 km/sn'ye varabilecekleri enerjilere ulaşırlar ve bu, Güneş rüzgârlarını beslemelerini sağlar. Aynı sıcaklıkta elektronlar, çok daha küçük kütlelerinden dolayı, kaçış hızına ulaşır ve Güneş'ten uzaktaki iyonları ve yüklü atomları hızlandıran bir elektrik alan oluşturur.

Güneş rüzgârı tarafından Güneş'ten taşınan parçacıkların toplamı yaklaşık olarak saniye başına 1,3'dır. Bu sebeple, sene başına düşen toplam kütle kaybı yaklaşık olarak (2-3) Güneş kütlesidir veya saniye başına bir milyar kilogramdır. Bu, her 150 milyon yılda Dünya'nın kütlesine eşit miktarda kütle kaybına eşittir. Fakat Güneş'in sadece %0,01'i Güneş rüzgârlarıyla kaybedilmiştir. Diğer yıldızların çok daha güçlü yıldızsal rüzgârları vardır ve bu rüzgârlar çok daha belirgin miktarda kütle kayıplarına sebep olur.

Güneş rüzgârı sırasıyla, yavaş Güneş Rüzgârı ve Hızlı Güneş rüzgârı olmak üzere iki bileşene ayrılmıştır. Yavaş Güneş rüzgârı 400 km/sn hıza, 1,4–1,6 K sıcaklığa ve koronaya yakın eşdeğerlikte bir kompozisyona sahiptir. Buna karşın, Hızlı Güneş rüzgârı 750 km/sn hıza, 8 K sıcaklığa ve Güneş'in fotosferine yakın eşdeğerlikte bir kompozisyona sahiptir. Yavaş Güneş rüzgârı, hızlı Güneş rüzgârına kıyasla iki kat yoğunluğa sahip olmakla beraber yoğunluk bakımına daha fazla değişkenlik gösterir. Yavaş rüzgâr ayrıca türbülans alanları ve geniş ölçülü yapılarıyla beraber çok daha kompleks bir yapıya sahiptir.

Görünüşe göre yavaş Güneş rüzgârı, Güneş'in "flama kemeri" denilen bir bölgesinden kaynaklanmaktadır. koronal flamalar kapalı manyetik döngüler boyunca iç plazmanın taşıyarak, bu bölgeden dışarıya doğru uzanır. 1996 ve 2001 yılları arasındaki Güneş gözlemleri, yavaş Güneş rüzgârı salınımlarının, solar minimum (Solar aktivitenin en düşük olduğu dönem) sırasında ekvator etrafındaki 30–35° enlemleri arasında oluştuğunu ve minimum azaldıkça da kutuplara doğru genişlediğini göstermiştir. Solar maksimum zamanında, kutupların da yavaş Güneş rüzgârı yaydıkları tespit edilmiştir.

Hızlı Güneş rüzgârının ise taç küre deliği denilen, Güneş'in manyetik alanındaki huni benzeri açıklıklardan kaynaklandığı düşünülmektedir. Böyle açık çizgiler Güneş'in manyetik kutupları çevresinde özellikle yaygındır. Plazma kaynağı, Güneş atmosferinde taşınım hücreleri tarafından oluşturulan küçük manyetik alanlardır. Bu alanlar plazmayı sınırlar ve sadece 20.000 kilometre fotosfer yukarıda bulunan koronal hunilerin dar boyunlarına içine taşırlar. Plazma, bu manyetik alan çizgileri yeniden bağlandığı zaman tekrar bu huni içine salınır.

Rüzgâr, belirtilen menzil dışında değişkenlik göstermesine rağmen 1-6 nPa (1–6 N/m) menzilinde 1 AU basınç uygular.

Dinamik basınç hız ve yoğunluğa bağlı bir fonksiyondur. Formülü:

P = 1.6726 * n * V

ve bu denklemde P, nPa (nano Paskal) birimindedir ve n, parçacık/cm biriminde yoğunluğu temsil eder. V ise, Güneş rüzgârının km/sn birimindeki hızıdır.

Hem hızlı hem de yavaş Güneş rüzgârları, gezegenler arası koronal kütle atımı veya ICME denilen hızlı hareket eden plazma saçılmaları tarafından kesintiye uğratılabilirler. ICME'ler, Güneş'teki manyetik enerji salınımları tarafından oluşan, koronal kütle salınımlarının gezegenler arası tezahürleridir. CME'lere popüler medyada genellikle "Güneş fırtınaları" veya "uzay fırtınaları" denir. Bunlar bazen, ama her zaman değil, Güneş'in manyetik enerji salınımının başka tezahürü olan Güneş püskürtüleri ile ilişkilidir. ICME'ler, heliyosferin ince plazmasında şok dalgalarına sebep olurlar ve bu olay elektromanyetik dalgaların ve ivmelenen parçacıkların (çoğunlukla proton ve elektronlar) CME'nin önüne geçen, iyonize eden radyasyon akımlarının oluşmasına sebep olur.

Bir CME, Dünya'nın manyetosferini zedelediği zaman, geçici bir şekilde Dünya'nın manyetik alanını deforme eder, pusula içerisindeki iğnelerin yönünü değiştirir ve Dünya'nın içerisinde büyük elektriksel yer akımlarını tetikler. Buna, jeomanyetik rüzgâr ve küresel fenomeni denir. CME etkileri, Dünya'nın manyetokuyruğunda (manyetosferin geceyarısı kısmı) jeomanyetik rüzgâra yol açabilir ve bu, protonların ve elektronların auroraları oluşturduğu yere, Dünya'nın atmosferine doğru aşağıya doğru bir harekete geçmesine sebep olur.

ICME'ler uzay havasının tek nedeni değildir. Güneş'in üzerindeki farklı parçalar, yerel koşullara bağlı olarak biraz farklı hızlarda ve rüzgâr yoğunluklara neden olur. İzolasyon içerisinde, her bir farklı rüzgâr dalgalarının, hızlı hareket eden dalgaların daha doğrudan dışarı ve yavaş hareket eden dalgaların Güneş'in etrafını daha fazla sararak az bir açı farkıyla bir sarmal oluşturacaktır. Hızlı hareket eden dalgalar, Güneş'in üzerinde ve daha batıda oluşan yavaş dalgaları, dalga hareketlerine ve ivmelenmiş parçacıklara sebep olan ve ters dönen etkileşimdeki alanları oluşturacak, bunları bastırmak isteyecek ve bu, CE'ninkinden daha zarifçe fakat aynı şekilde Dünya'nın manyetosferini etkileyecektir.

Güneş'in yaşam süresi üstünde, Güneş'in yüzey katmanlarının kaçan Güneş rüzgârlarıyla olan etkileşimleri, yüzey dönüş oranını görülür miktarda azalttı. Rüzgâr, Güneş'in radyasyonuyla beraber kuyrukluyıldızların kuyruklarından sorumlu tutuldu. Güneş rüzgârı, gezegenler arası ışık titremesi etkisi ile Dünya üzerinde gözlemlenmiş devasa boyutta radyo dalgalarında dalgalanmalara sebep olmuştur.

Güneş rüzgârı, gelişmiş bir manyetik alanı olan bir gezegene yaklaştıkça (Dünya, Jüpiter ve Satürn gibi) parçacıklar Lorentz kuvveti tarafından saptırılır. Manyetosfer olarak da bilinen bu alan, atmosferi veya yüzeyi bombalamaktansa bu parçacıkların gezegen etrafında gezmelerine sebep olur. Manyetosfer kabaca, yüzeyi Güneş'e bakan bir yarıküre gibidir ve sonra zıt tarafa doğru uzun bir tarafa çekilir. Bu alanın sınır uçlarına manyetopoz denir ve bazı parçacıklar manyetik alan çizgilerinin parçalı yeniden bağlanmaları sayesinde manyetopozdan içeriye doğru bu alana girebilir.
Güneş rüzgârı Dünya'nın manyetosferinin genel şeklinden, hızındaki, yoğunluğundaki, yönündeki dalgalanmalardan sorumludur ve eklenen bu manyetik alan güçlü bir şekilde Dünya'nın bölgesel uzay çevresini etkilemektedir. Örneğin, iyonize radyasyonun ve radyo müdahaleleri seviyeleri