Der Sonnenwind ist ein ständiger Plasma-Strom der von der Sonne ausgestoßen wird. Bedingt durch deren Rotation bekommt das in der Sonnenkorona beschleunigte Plasma im interplanetaren Raum ein Spiral-Form, die sogenannte Parker-Spirale. Diese ist benannt nach Eugene Parker, der 1958 die Existenz des Sonnenwinds theoretisch vorhergesagt hat. Schon davor wurde über die Existenz eines elektrisch leitfähigen Plasmas im Raum zwischen den Planeten spekuliert, da Kometen zwei unterschiedliche Schweife besitzen. Mittels der ersten interplanetaren Raumsonde Mariner 2 konnte 1962 der Sonnenwind dann auch tatsächlich gemessen werden.
Moderne mathematische Simulationen zur Beschreibung des Sonnenwinds basieren zuerst einmal auf Magnetfeld-Modellen der Sonne, die auf Karten des beobachtbaren Magnetfeldes in der Sonnen-Photosphäre aufgebaut werden. Das Magnetfeld in der Korona selbst zu messen ist durch die hohen Temperaturen extrem schwierig und kann daher nicht routinemäßig durchgeführt werden. Ein weiteres Problem entsteht durch die Tatsache dass es noch nie eine vollständige Karte des Sonnenmagnetfelds gab weil wir von der Sonne immer nur die uns zugewandte Seite sehen. Eine Mission zum Lagrange 5 Punkt sollte hier große Verbesserungen bringen, da man dann weitere 60° der Sonnenoberfläche beobachten kann. Auch wurden die Magnetfeldstärken an den Polen der Sonne noch nie gemessen, was zu Unsicherheiten in den Modellen führt. Die Solar Orbiter Mission wird die Pole in den kommenden Jahren zum ersten mal vermessen, da deren Orbit sich immer weiter zur Ebene der Planeten neigen wird.
Mittels des sogenannten Wang-Sheeley-Arge (WSA) Modells kann man aus dem modellierten Magnetfeld bei etwa zwanzig Sonnenradien eine Sonnenwind-Geschwindigkeit berechnen, da offene Feldlinien zu schnellen Strömungen und geschlossene Feldlinien zu langsamen Strömungen führen. Ab hier gibt es einige Modelle den Sonnenwind in der gesamten Heliosphäre zu berechnen. Modelle welche die Gleichungen der Magnetohydrodynamik auf einem Gitter numerisch ausführen (3D-MHD) sind die komplexesten, aber auch langsamsten Methoden, für die man Supercomputer benötigt. Ein Beispiel dafür ist das Enlil Modell welches von NASA, NOAA und dem UK MetOffice verwendet wird, oder EUHFORIA der Universität Löwen. Der Fehler dieser Modelle in der Ankunftszeit von CIRs beträgt aber im Schnitt einen ganzen Tag, was noch deutlich zu ungenau ist.
In letzter Zeit haben sich auch weitere Methoden etabliert, die sehr schnell in der Ausführung sind und sich an Daten besser und schneller anpassen lassen als 3D-MHD Methoden und sogar auf herkömmlichen Laptops ausgeführt werden können. Der Unterschied dieser Methoden im Vergleich zu 3D-MHD ist dabei gering, Ein Beispiel dafür sind die Modelle HUX, HUXt und THUX entwickelt von Predictive Science Inc., der University of Reading und dem IWF Graz. Diese Modelle lassen sich insbesondere mit Machine-Learning Methoden an veränderte Anfangsbedingungen nahe der Sonne oder an Raumsonden Daten im interplanetaren Raum anpassen. Eine Verbesserung der Modelle des Sonnenwindes hat vielversprechende Auswirkungen auf andere Forschungsbereiche, da sich energiereiche Teilchen, die von der Sonne bei Eruptionen ausgestossen werden und für erhöhte Strahlung im Weltraum sorgen, entlang der Sonnenwind- Feldlinien bewegen. Auch reagieren CMEs deutlich auf deren Umgebung im Sonnenwind wodurch sie sich verformen können oder deren Ankunftszeit und Geschwindigkeit beeinflusst wird.