В течение не столь уж длительной истории теоретической астрофизики считалось, что все атмосферы звезд находятся в гидростатическом равновесии, то есть в состоянии, когда сила гравитационного притяжения звезды уравновешивается силой, связанной с градиентом давления ее в атмосфере (с изменением давления на единицу расстояния r от центра звезды). Математически это можно представить в виде:

Если распределение температуры T в атмосфере задано, то из уравнения равновесия (1) и уравнения состояния идеального газа.

получается так называемая барометрическая формула, которая в частном случае постоянной температуры T будет иметь вид

Из формулы (3) видно, что при r®¥ то есть на очень больших расстояниях от звезды давление p стремится к конечному пределу, который зависит от p0.

Поскольку считалось, что солнечная атмосфера, так же как и атмосферы других звезд, находится в состоянии гидростатического равновесия, то ее состояние описывалось формулами, аналогичными формулам (1)-(3).Учитывая необычное и до конца еще непонятное явление резкого возрастания температуры примерно от 10 000 градусов на поверхности Солнца до 1 000 000 градусов в солнечной короне, Чепмен [2] развил теорию статической солнечной короны, которая должна была плавно переходить в межзвездную среду, окружающую Солнечную систему.

Однако в своей работе [1] Паркер обратил внимание на то, что давление на бесконечности, получаемое из формулы (3) для статической короны, оказывается почти на порядок величины больше значения давления, которое оценивалось для межзвездного газа на основе наблюдений. Чтобы устранить это расхождение, Паркер предложил, что солнечная корона не находится в состоянии статического равновесия, а непрерывно расширяется в окружающую Солнце межпланетную среду. При этом вместо уравнения (1) он предложил использовать гидродинамическое уравнение движения вида

где в системе координат, связанной с Солнцем, величина V представляет собой радиальную скорость движения плазмы. Под M подразумевается масса Солнца.

При заданном распределении температуры T система уравнений (2) и (4) имеет решения представленные на рис.1.

На этом рисунке через a обозначена скорость звука, r* - расстояние от начала координат, на котором скорость газа равна скорости звука (V = a). Очевидно, что только кривые 1 и 2 на рис1. имеют физический смысл для проблемы истечения газа из Солнца, поскольку кривые 3 и 4 имеют неединственные значения скорости в каждой точке, а кривые 5 и 6 соответствуют очень большим скоростям в солнечной атмосфере, что не наблюдается в телескопы. Паркер проанализировал условия, при которых в природе осуществляется решение, соответствующее кривой 1. Он показал, что для согласования давления, получаемого из такого решения, с давлением в межзвездной среде наиболее реален случай перехода газа от дозвукового течения (при r < r*) к сверхзвуковому (при r > r*), и назвал такое течение солнечным ветром.

История экспериментов в космическом пространстве блестяще доказала правильность представлений Паркера о солнечном ветре. Подробный материал о теории солнечного ветра можно найти, например, в монографии [5].