ลมสุริยะจะกระจายอนุภาคที่มีคุณสมบัติทางแม่เหล็กที่กำเนิดจากดวงอาทิตย์ คือ ทำให้มีจำนวนลดลงและคัดกรองอนุภาคที่มีพลังงานต่ำกว่า 1 กิกะอิเล็กตรอนโวลต์ออกด้วย ปริมาณของลมสุริยะมีการเปลี่ยนแปลงที่ไม่คงที่ โดยสังเกตจากวัฏจักร 11 ปี ของกิจกรรมบนดวงอาทิตย์ ซึ่งวัฏจักรนี้จะมีอิทธิพลกับความเข้มของรังสีคอสมิกที่เข้ามายังโลก รวมถึงสนามแม่เหล็กโลกที่เบี่ยงเบนรังสีคอสมิกจำนวนหนึ่งออกไป เรารู้ได้เพราะว่าความเข้มของรังสีคอสมิกแตกต่างกันขึ้นอยู่กับละติจูด ลองติจูด และทิศทางของมุมที่ตกกระทบ โดยความเข้มของรังสีคอสมิกจะเปลี่ยนไปเรื่อยๆ จากทิศตะวันออกไปทิศตะวันตก ทั้งนี้เนื่องมาจากลักษณะของสนามแม่เหล็กโลกที่มีขั้วเหนือขั้วใต้ และรังสีคอสมิกมีประจุเป็นบวก ซึ่งเราเรียกว่า East-West Effect ความหนาแน่นของรังสีคอสมิกที่บริเวณเส้นศูนย์สูตรจะต่ำกว่ากว่าที่ขั้วโลกเนื่องจากมีค่า magnetic cutoff สูงที่เส้นบริเวณศูนย์สูตร สิ่งนี้ทำให้เข้าใจข้อเท็จจริงที่ว่าอนุภาคที่มีประจุจะเคลื่อนที่ตามทิศทางของสนามแม่เหล็กมากกว่าที่จะทะลุผ่านเส้นสนามลงมา นี่คือเหตุผลที่ ออโรร่า (Aurorae) ปรากฏขึ้นที่ขั้วโลก เพราะเส้นสนามแม่เหล็กโลกโค้งลงเข้าสู่พื้นผิวโลกที่นั่น ส่วนสุดท้ายคือการขึ้นอยู่กับลองติจูดนั้น เกิดมาจากแกนขั้วแม่เหล็กของโลกเราไม่ได้อยู่ในแนวเดียวกันกับแกนหมุนของโลก
การที่จะอธิบายการเปลี่ยนแปลงความเข้มของรังสีคอสมิกระหว่างที่เดินทางอยู่ในฮีลิโอสเฟียร์ (Heliosphere ซึ่งหมายถึงอวกาศบริเวณที่ได้รับอิทธิพลจากดวงอาทิตย์) นั้น รังสีคอสมิกจะมีพลังงานสูงมาก และมีค่าขึ้นอยู่กับตำแหน่งในฮีลิโอสเฟียร์ สามารถบรรยายได้ด้วยสมการการเลื่อนที่ของปาร์คเกอร์ ที่ระยะรัศมีห่างจากดวงอาทิตย์มากๆ ประมาณ 94 AU (โดย 1 AU เท่ากับระยะทางจากดวงอาทิตย์มาถึงโลก) บริเวณนั่นจะเกิดปรากฏการณ์ที่ลมสุริยะเปลี่ยนจากความเร็วเหนือเสียงไปเป็นความเร็วต่ำกว่าเสียง ปรากฏการณ์เช่นนี้เราเรียกว่า "The solar wind termination shock" บริเวณขอบของฮีลิโอสเฟียร์เรียกว่า ฮีลิโอซีธ (Heliosheath) บริเวณที่ว่านี้จะกระทำตัวเป็นตัวกั้นหรือตัวขวางรังสีคอสมิก โดยจะลดความเข้มของรังสีที่มีความถี่ต่ำลงได้ถึง 90% ซึ่งชี้ให้เห็นว่า ไม่เพียงแต่สนามแม่เหล็กโลกเท่านั้นที่ช่วยป้องกันเราจากจากอานุภาพอันร้ายแรงของรังสีคอสมิกนี้ได้ หากผู้ใดอยากทราบข้อมูลเพิ่มเติมในเรื่องนี้สามารถดูจากงานของ Mabedle Donald Ngobeni และ Marius Potgieter (2007) หรือ Mabedle Donald Ngobeni (2006) จากมุมมองที่ดูจากแบบจำลองที่สร้างขึ้น มองเห็นความน่าท้าทายอย่างหนึ่งในการประมาณค่าสเปกตรัมถายในระบบดวงดาว (Local Interstellar spectra: LIS) เมื่ออยู่ในสภาวะการเปลี่ยนแปลงพลังงานครั้งใหญ่โดยที่ไม่มีการถ่ายเทของความร้อนเข้าออก ซึ่งเป็นผลมาจากลมสุริยะที่แผ่ออกมาในฮีลิโอซีธ
อย่างไรก็ตาม ก็มีความคืบหน้าเกิดขึ้นที่สำคัญๆ ในการศึกษารังสีคอสมิกนี้ ในด้านความก้าวหน้าของการสร้างแบบจำลองการคำนวณแบบสองมิติที่ล้ำสมัยที่สุดเช่น การจำลองขอบเขตการกระแทกของลมสุริยะ จำลองการเลื่อนไหล และฮีลิโอซีธ ที่สัมพันธ์กับทิศทางการกระจายตัว ที่เพิ่งจะอธิบายได้ ใน Langner et al. (2004) แต่ความท้าทายอันนี้ก็ยังคงอยู่ เพราะเรายังไม่สามารถเข้าใจโครงสร้างของพายุสุริยะและภาวะความปั่นป่วนของสนามแม่เหล็กในฮีลิโอซีธ ซึ่งบ่งชี้ให้เห็นว่าฮีลิโอซีธยังคงเป็นบริเวณที่เรายังเข้าไปไม่ถึง และอีกทั้งยังขาดความรู้เกี่ยวกับค่าคงตัวสัมประสิทธิ์การแพร่กระจายที่ตั้งฉากกับสนามแม่เหล็ก ทำให้ความรู้เกี่ยวกับฮีลิโอสเฟียร์ และแบบจำลองของมันนั้นยังคงห่างไกลจากความเข้าใจอยู่ ถึงแม้ว่าเราจะมีทฤษฎีจากเริ่มแรก (ab initio) ซึ่งเป็นวิธีที่อาจเป็นกุญแจแห่งความสำเร็จได้ แต่ผลที่ได้กลับมากลายเป็นว่า มันให้ผลที่ไม่สอดคล้องกันเลยกับผลจากการสังเกตการณ์จริง ซึ่งนั่นชี้ให้เห็นความล้มเหลวในการบรรยายภาพกลไกที่ถูกอิทธิพลจากรังสีคอสมิกในฮีลิโอสเฟียร์
