Le vent solaire n'est pas un flux homogène. On distingue classiquement un vent lent, originaire des régions équatoriales et des bords des trous coronaux, et un vent rapide, issu des trous coronaux polaires où les lignes de champ magnétique sont ouvertes vers l'espace interplanétaire. Cette structuration bimodale, mise en évidence notamment par les mesures de la sonde Ulysses lors de son survol des hautes latitudes héliographiques, varie fortement avec le cycle d'activité solaire de onze ans : au minimum solaire, la distribution est fortement bipolaire avec un vent rapide dominant aux pôles, tandis qu'au maximum, la configuration magnétique complexe du Soleil brouille cette organisation et le vent lent peut occuper une gamme de latitudes beaucoup plus étendue. Le champ magnétique solaire, entraîné par le plasma en expansion radiale combiné à la rotation du Soleil, adopte une géométrie en spirale d'Archimède, dite spirale de Parker, dont l'angle par rapport à la direction radiale croît avec la distance héliocentrique.

À mesure que le vent solaire s'éloigne du Soleil, sa densité décroît comme l'inverse du carré de la distance tandis que sa pression dynamique diminue progressivement jusqu'à devenir comparable à la pression du milieu interstellaire local, un plasma partiellement ionisé appelé nuage interstellaire local (Local Interstellar Cloud), dans lequel le Système solaire se déplace à une vitesse relative d'environ 26 km/s. C'est cet équilibre de pressions qui détermine la structure globale de l'héliosphère et la position de ses différentes frontières.

La première de ces frontières rencontrées en s'éloignant du Soleil est le choc terminal, une onde de choc où le vent solaire, jusque-là supersonique par rapport à la vitesse du son magnétosonique dans le plasma, ralentit brutalement de manière subsonique. Ce ralentissement s'accompagne d'une compression et d'un réchauffement du plasma, ainsi que d'une déviation de son écoulement, désormais davantage orienté tangentiellement plutôt que radialement. Les deux sondes Voyager ont franchi ce choc terminal à des distances différentes : Voyager 1 en décembre 2004 à environ 94 unités astronomiques du Soleil, et Voyager 2 en août 2007 à environ 84 unités astronomiques, une asymétrie qui traduit la déformation de l'héliosphère sous l'effet du mouvement du Système solaire à travers le milieu interstellaire et de la pression du champ magnétique interstellaire local.

Au-delà du choc terminal  s'étend une région appelée héliogaine, où le vent solaire ralenti et chauffé continue d'interagir avec le milieu interstellaire tout en étant progressivement dévié le long des flancs de l'héliosphère. Cette région, dont l'épaisseur reste encore débattue et dépend fortement des modèles théoriques utilisés, joue un rôle majeur dans la modulation des rayons cosmiques galactiques pénétrant dans le Système solaire, ainsi que dans l'accélération de particules énergétiques, notamment les particules énergétiques anormales, qui semblent trouver leur origine précisément dans cette zone de choc et de turbulence.

La frontière ultime de l'héliosphère est l'héliopause, la surface de contact où la pression du vent solaire s'équilibre exactement avec celle du milieu interstellaire. Voyager 1 a franchi cette frontière en août 2012 à environ 121 unités astronomiques, un événement identifié notamment grâce à une chute brutale du flux de particules d'origine solaire et une augmentation simultanée du flux de rayons cosmiques galactiques, ainsi que par une variation caractéristique de la densité de plasma mesurée indirectement via les oscillations de plasma détectées par l'instrument dédié aux ondes radio et plasma. Voyager 2 a suivi en novembre 2018, à une distance légèrement inférieure d'environ 119 unités astronomiques, confirmant l'asymétrie de la cavité héliosphérique déjà observée au niveau du choc terminal. Ces deux sondes constituent à ce jour les seuls objets construits par l'humanité à avoir atteint l'espace véritablement interstellaire, bien qu'elles restent gravitationnellement liées au Système solaire et continuent de transmettre des données précieuses, quoique de plus en plus limitées par la décroissance de leur alimentation en plutonium radioactif.

Au-delà de l'héliopause s'étend potentiellement une onde de choc dite choc d'étrave ou bow shock, analogue à celle qui se forme en avant d'une magnétosphère planétaire confrontée au vent solaire, cette fois à l'échelle du mouvement du Système solaire dans le milieu interstellaire galactique. Pendant longtemps, l'existence d'un véritable choc d'étrave supersonique était considérée comme acquise, mais les données de la mission IBEX, Interstellar Boundary Explorer, lancée en 2008, ainsi que des mesures plus précises de la vitesse relative du Soleil par rapport au milieu interstellaire local, suggèrent que cette vitesse relative pourrait être subsonique par rapport à la vitesse magnétosonique du milieu interstellaire. Dans ce cas, la structure présente en amont serait plutôt une onde d'étrave, ou bow wave, un compromis progressif sans discontinuité brutale, plutôt qu'un véritable choc.

La forme globale de l'héliosphère fait l'objet de débats scientifiques actifs. Le modèle classique, hérité des travaux théoriques des années 1990, décrit une structure en forme de comète, avec une héliogaine étendue côté aval, dans la direction opposée au mouvement du Soleil, formant une longue traîne héliosphérique parfois appelée heliotail, et une héliogaine comprimée côté amont, dans la direction du mouvement, appelée nose de l'héliosphère. Des observations plus récentes, notamment celles de la mission IBEX combinées à des modèles magnétohydrodynamiques globaux intégrant plus finement le champ magnétique interstellaire local, ont suggéré des géométries alternatives, certaines évoquant une forme plus proche d'un croissant ou d'une bulle légèrement déformée plutôt qu'une longue traîne cométaire, en raison notamment de l'action du champ magnétique interstellaire qui exercerait une pression suffisante pour comprimer et raccourcir la traîne aval. Le débat reste ouvert et illustre les limites actuelles de notre capacité à observer directement une structure dont nous ne pouvons mesurer localement que quelques points, les deux sondes Voyager, complétés par une imagerie indirecte à partir des atomes neutres énergétiques.

Ces atomes neutres énergétiques, détectés par la mission IBEX en orbite terrestre, constituent en effet l'un des principaux outils permettant de cartographier à distance l'ensemble de l'héliosphère sans nécessiter d'y envoyer une sonde. Ils sont produits par un processus d'échange de charge entre les ions du plasma chauffé de l'héliogaine et les atomes neutres d'hydrogène interstellaire qui pénètrent librement dans l'héliosphère, insensibles aux champs magnétiques. Lors de cet échange, un ion capture un électron de l'atome neutre et devient lui-même un atome neutre énergétique, conservant l'énergie cinétique élevée du plasma chaud dont il est issu, tout en n'étant plus dévié par les champs magnétiques puisqu'il a perdu sa charge électrique. Ces atomes se propagent alors en ligne droite et peuvent être détectés depuis la Terre, révélant la structure et la température du plasma dans les régions distantes de l'héliogaine. IBEX a ainsi révélé l'existence d'un "ruban" de flux intense d'atomes neutres énergétiques dont l'origine reste débattue, possiblement liée à l'orientation du champ magnétique interstellaire local par rapport à la direction d'observation.

L'héliosphère joue également un rôle protecteur essentiel pour le système solaire interne, en modulant le flux de rayons cosmiques galactiques, ces particules de très haute énergie, principalement des protons et des noyaux plus lourds, accélérées par les ondes de choc de supernovae ou d'autres processus astrophysiques violents à l'échelle de la Galaxie. Le champ magnétique turbulent transporté par le vent solaire, ainsi que les frontières de l'héliosphère elles-mêmes, dévient et ralentissent une fraction significative de ces rayons cosmiques avant qu'ils n'atteignent l'orbite terrestre, un effet appelé modulation solaire, dont l'intensité varie de manière anticorrélée avec le cycle d'activité solaire : le flux de rayons cosmiques mesuré sur Terre est minimal lors des maxima solaires, lorsque le champ magnétique héliosphérique est le plus intense et le plus turbulent, et maximal lors des minima solaires. Cette modulation a des implications directes pour la radioprotection des missions spatiales habitées de longue durée, notamment envisagées vers Mars, ainsi que pour la compréhension de certains processus climatiques terrestres indirects, bien que l'ampleur de ces derniers effets reste largement débattue dans la littérature scientifique.

Enfin, l'étude de l'héliosphère dépasse le cadre de l'astrophysique solaire pour s'inscrire dans une discipline plus large appelée physique astrosphérique, qui cherche à comprendre par analogie les astrosphères d'autres étoiles, ces cavités équivalentes creusées par les vents stellaires dans leurs milieux interstellaires respectifs. Ces astrosphères, détectées indirectement par leur signature d'absorption dans le spectre ultraviolet de raies comme Lyman-alpha, offrent un cadre de comparaison précieux pour évaluer dans quelle mesure notre héliosphère constitue un cas typique ou au contraire une configuration particulière parmi la diversité des environnements stellaires, une question qui a également des implications pour l'évaluation de l'habitabilité des systèmes exoplanétaires, l'astrosphère d'une étoile pouvant influencer, à l'instar de l'héliosphère pour la Terre, le flux de rayons cosmiques et de matière interstellaire atteignant les planètes en son sein. Les missions futures actuellement à l'étude, telles que le concept de sonde Interstellar Probe évoqué par plusieurs agences spatiales, visent précisément à dépasser les distances atteintes par les sondes Voyager pour explorer plus en détail cette frontière fondamentale entre notre Système solaire et la galaxie qui l'abrite.