要想充分了解太阳风的特性，仅仅依靠彗星的间接观测是不够的，卫星观测的重要性不言而喻。目前大多数太阳风观测卫星，例如ACE卫星和WIND卫星（位于拉格朗日L1点）都在地球附近的黄道面上，虽然无法覆盖更大的空间方位，但却对太阳风地向传播的研究起到非常重要的作用。       近年来，越来越多的观测表明，太阳风的高速流是源于高纬度日冕冕洞，并且风速基本保持恒定。太阳风在传播的过程中并不是像想象中那样，携太阳之余威形成秋风扫落叶之势，整日地空间片甲不留，而是会在空间中形成许多大小不一的结构，例如日地间激波、阿尔芬波起伏和行星际磁场扇形结构。
      这些结构是怎么形成的呢？太阳风磁场在传播过程中又会被吹出什么形状呢？一切的答案还得从它的源头说起。
      日冕中有许多局部磁场，这些磁场都与活动区紧密联系在一起，这些局地磁场控制着活动区的活动，反之，活动区的爆发也会改变磁场的位形。随着日冕高度的不断升高，磁场强度减弱，日冕等离子体便与磁场冻结在一起，这是一种什么样的感觉呢？简单说就是：哥俩好，一起走！       但当日冕等离子向外膨胀形成太阳风时，日冕磁场的一端扎根于日冕等离子体上，另一端便随风飘入了行星际空间。可以想象，在黄道面日冕上，日冕等离子与磁力线仅仅拥抱在一起，随着太阳一起自转，好不惬意！但是随着太阳风携带着磁力线越走越远，远离日冕的磁力线已无法跟上同伴们的脚步，但是还好，角动量保持守恒：ω2r=const。当距离r变得很大时，抛射磁场的角速度将减小，而太阳风的方向基本是径向的，这一切的一切都将导致，远离太阳一端的磁力线将不与太阳保持相同角速度自转，而是在其牵引下向后运动（如下图所示），在黄道面上拉出一道道螺旋线。        从整个空间看来，由于磁力线的出发点并不全在黄道面，中高纬度皆有，因此，这一簇簇抛射出来的螺旋线就像给太阳穿上了一个芭蕾舞裙，画面太美，不敢想象！由于磁冻结效应，粒子喷射流的流场与磁场的形状基本重合，就像一个旋转的喷泉，在太阳的舞动下，给它的芭蕾舞增加一丝额外的舞台效果。