The solar wind is a stream of charged particles in a state known as plasma and continuously flows outward from the Sun. It varies in speed and density over time and over the location.  In near-Earth space, the most common state of the solar wind is observed to have a speed of 300 ~ 500 km/s and a density of 3 ~ 15 proton/cm3. Fluctuations in its speed and density can disrupt our magnetosphere. 

태양풍은 플라즈마라고 알려져있는 하전 입자들의 흐름으로, 태양으로부터 끊임없이 불어나오고 있습니다. 태양풍의 속도와 밀도는 측정하는 시간과 위치에 다양하게 분포하고 있다. 지구 근처에서 일반적으로 태양풍의 속도는 300 ~ 500 km/s, 밀도는 3 ~ 15 양성자/cm3 정도로 관측됩니다. 태양풍 속도와 밀도의 오르내림은 지구 자기권을 요동치게 할 수 있습니다.

The interplanetary magnetic field (IMF) is the component of the Sun's magnetic field that is carried into interplanetary space by the solar wind. The IMF varies in strength (total) near the Earth from 1 to 37 nano Tesla (nT), averaging about 6 nT. When the north-south direction of the IMF (Bz) becomes negative, the fields connect to the Earth's field lines and allow the solar winds to pour into our magnetosphere.

행성간 자기장은 태양으로부터 불어나오는 태양풍에 의해 태양의 자기장이 행성간 우주공간으로 뻗어 나간 것을 말합니다. 지구 근처에 도달한 행성간 자기장은 1에서 37 나노 테슬라(평균 6 나노 테슬라) 정도의 세기로 분포합니다. 남북 쪽 행성간 자기장(Bz)의 성분이 음수(-)가 되면 행성간 자기장과 지구의 자기장이 연결되고, 많은 태양풍들이 지구 자기권 안으로 들어올 수 있게 됩니다.