Se presenta un estudio detallado de la turbulencia del viento solar a lo largo de la heliosfera en ambas direcciones, de frente y de atrás. Utilizamos un modelo de turbulencia magnetohidrodinámica (MHD) incompresible que incluye los efectos de los electrones, la separación de la energía de turbulencia en el calentamiento de protones y electrones, el flujo de calor de electrones y las colisiones de Coulomb entre protones y electrones. Derivamos expresiones para la tasa de cascada de turbulencia correspondiente a la energía en modos de propagación hacia adelante y hacia atrás, la energía cinética y magnética fluctuante, la helicidad cruzada normalizada y la energía residual normalizada, y calculamos la tasa de cascada de turbulencia desde 0.17 hasta 75 au en las direcciones de frente y de atrás. Finalmente, utilizamos los modelos de transporte de turbulencia para derivar los caminos libres medios (mfps) paralelos y perpendiculares de los rayos cósmicos (CR) en las direcciones heliocéntricas de frente y de atrás. Encontramos que la turbulencia en las direcciones de frente y de atrás es diferente, en parte debido a la distribución asimétrica de los iones de recogida recién nacidos en las dos direcciones, lo que resulta en que los mfps de CR sean diferentes en las dos direcciones. Esto es importante para los modelos que describen la modulación de los rayos cósmicos por el viento solar.