当我们在距离太阳一个AU的地方测量太阳风能谱（能量密度随频率的分布）时，会发现：在赫兹附近存在一些大尺度的、长时间的扰动，其能量与频率的-1/3次呈正比，称为；在频率最高的区间（接近于离子回旋频率时），能量急剧减小，说明存在较强的

　　回顾一下太阳构造，自内向外依次为：核心core、辐射区radiative zone、对流区convection zone、光球层photosphere、色球层chromosphere、日冕层corona。光球层之外称为太阳大气，光球层之内称为太阳内部。这里还需再引入一个

　　，指日冕之外、太阳风所能到达的区域，十分广泛，包围了整个太阳系，其中太阳风以超音速、超阿尔芬速充斥其中，并阻挡大量宇宙射线。

　　一般认为，在光球层与日冕（或者说较矮的太阳大气区域）中产生向外传播的亚音速、亚阿尔芬速的流动，其中一部分在对流作用下变成超音速、超阿尔芬速的太阳风向外传播，形成日光层。太阳风也被分为fast wind(800km/s)与slow wind(250-350km/s)。太阳风极其稀薄，约1-20个particles每立方厘米，因而极易受到一些强烈扰动的影响，如无碰撞激波(collisionless shock waves)、磁云(magnetic clouds)、日冕抛射(CME)等。至于太阳风为什么在阿尔芬速度的区间内传播，是因为快磁声波模与慢磁声波模都受朗道阻尼影响，含有的能量极少，故大多数能量储存在阿尔芬模内。

　　随着时间，太阳风湍流不断由大尺度结构演化出小尺度结构，因而能谱中对应于energy containing range（也就是前面所说的E\propto f^{-1}区间）部分的能量将减小，亦即该区域的“缩水”(shrink)，测得能谱中满足E\propto f^{-1}的区间逐渐被更高斜率的区间取代，该现象已被实验测得。

　　联系磁流体中阿尔芬波的性质，理论学家预测太阳风扰动的磁场能与动能应当是相等的，但实际测得其比值r_A=E_V/E_B处在0.4到1.0之间。二维数值模拟中发现在较强的平均磁场环境下，r_A约等于1，在较弱的平均磁场下则可能小于1，但具体的分布与影响因素尚不清晰，三维模拟还很少，理论研究中得到的结果也与实验探测不符。因而这将是接下来模拟研究的一个重点方向。

　　早期都是对rectangle模型进行数值模拟的，现在都开始发展spherical模型，这自然地引入了太阳风传播过程中空间膨胀(expansion)的效应，计算难度大大提高，得出与实验相吻合的现象是很有挑战性的。

　　早期运用的都是不可压缩MHD方程，现在也都开始计算可压缩MHD方程了，需要考虑密度扰动的同时，得出的结果也应与不可压缩MHD方程得出的结果相一致，更应体现一些新的物理。

　　太阳风是一种不断演化的磁流体湍流，在太阳大气中以阿尔芬性的波动存在并向外传播，其阿尔芬性(Alfvenicity)在日光层中易受速度切变与电流片的影响而下降。

　　至今仍有许多关于太阳风的未解之谜，例如很重要的一点——太阳风的对称结构(symmetry)到底是怎样的，还有能谱关于频率的斜率该作何解释，expansion对湍流演化的影响。