Oddziaływanie pól magnetycznych z poruszającą się materią W plamach słonecznych pole magnetyczne jest wystarczająco silne aby] całkowicie zdominować lokalna hydrodynamiką gazów, co jest sytuacją diametralnie różną od spotykanej w wyższych warstwach atmosfery słonecznej. Aby móc przetestować numeryczne modele plam słonecznych, niezbędne są spektro-polarymetryczne obserwacje pełnego wektora pola magnetycznego o przestrzennej zdolności rozdzielczej rzędu 0.05-0.1 sekundy łuku i z bardzo niskim poziomem światła rozproszonego. Oddziaływanie pól magnetycznych i makroskopowych ruchów materii decyduje o własnościach pól magnetycznych poczynając od skali magnetosfer planetarnych, poprzez regiony formowania się nowych gwiazd, pozostałości po supernowych aż do gromad galaktyk. Plamy słoneczne pozwalają nam testować te teorie w warunkach, gdy pola magnetyczne wyznaczają ruch masy. Obraz tarczy słonecznej w świetle białym (NSO); obraz plamy słonecznej o bardzo dużej przestrzennej zdolności rozdzielczej, wykonany teleskopem Dunn Solar Telescope w NSO (T. Rimmele); symulacja konwekcji w ukośnym polu magnetycznym (Hurlburt & Matthews 1997).

Niejednorodne atmosfery gwiazdowe Pomiary widm absorpcyjnych CO w paśmie 4.7 µm wykazują zaskakująco chłodne chmury, zajmujące, jak się wydaje, większość dolnej chromosfery. Jedynie mała część objętości chromosfery wypełniona jest gorącym gazem. Obserwowane cechy widma można wyjaśnić przy pomocy nowej klasy dynamicznych modeli atmosfery słonecznej. Jednakże, symulacje numeryczne wskazują, iż rozkład temperatury zmienia się w skalach przestrzennych znacznie mniejszych niż możliwe do obserwacji współczesnymi teleskopami heliofizycznymi obserwującymi w podczerwonej części widma. Test współczesnych modeli heliofizycznych wymaga teleskopów słonecznych o dużych średnicach, umożliwiających obserwacje w podczerwieni. Takie obserwacje powinny doprowadzić do poznania procesów stratyfikacji termicznej, fundamentalnego źródła niejednorodności atmosfer gwiazd późnych typów widmowych. Rozkład emisji CO na fali 4.7 µm (Uitenbroek, Noyes & Rabin, 1994). 3D transfer promienisty poprzez warstwę przestrzeliwania konwektywnego wskazuje na istnienie chłodnych chmur w chromosferze (Uitenbroek 1999).

Pola magnetyczne i korony gwiazdowe Pochodzenie i nagrzew korony słonecznej i koron gwiazd późnych typów widmowych jest wciąż zagadką. Większość proponowanych modeli oparta jest na dynamice pól magnetycznych o skalach rzędu 0.1 sekundy łuku, zakotwiczonych w fotosferze. Jednakże, żaden proces fizyczny nie został jednoznacznie zidentyfikowany przez obserwacje lub na drodze teoretycznej. Obserwacje promieniowania X i EUV wciąż zyskują na znaczeniu, ale naziemne obserwacje maja wciąż znaczenie decydujące nie tylko dla określenia zaburzenia pól magnetycznych przez fotosferyczne ruchy materii ale i dla samego określenia natężenia koronalnych pól magnetycznych. Jest to istotne dla rozwoju i testowania modeli rozbłysków słonecznych i koronalnych wyrzutów materii, wyrzucających plazmę i pola magnetyczne w przestrzeń międzyplanetarną i wywołują zakłócenia geomagnetyczne. Wykorzystując metody zdalnych pomiarów wykonywanych takimi teleskopami jak ATST, możliwe jest mierzenie koronalnych pól magnetycznych, szczególnie w podczerwonej części widma, gdzie łatwo jest ograniczyć światło rozproszone. Pętle koronalne obserwowane przez satelitę TRACE (A.Title); model linii sił koronalnych pól magnetycznych (Meudon Observatory).

Polarymetria wektora pola magnetycznego Precyzyjne pomiary składowych Stokesa, niezbędne dla dokładnego wyznaczenia wektora pola magnetycznego, są jednym z najważniejszych zadań stojących przed teleskopami słonecznymi o dużych średnicach. Typowy pomiar pól magnetycznych wymaga precyzyjnego pomiaru natężenia dla pięciu lub więcej długości fal w ramach linii widmowej. Fotometria o stosunku sygnału do szumu rzędu 2000 (zakładając optymistycznie 10% efektywność teleskopu) wymaga co najmniej 5 minutowej ekspozycji teleskopem o dyfrakcyjnie ograniczonej zdolności rozdzielczej (niezależnie od jego średnicy). Ponieważ słoneczne struktury magnetyczne o średnicach rzędu 0.1 sekundy łuku przekształcają się w czasie rzędu 30 sekund, potrzebny jest teleskop o średnicy co najmniej 3 metrów aby osiągnąć przestrzenną zdolność rozdzielczą 0.1 sekundy łuku w ciągu 30 sekundowej obserwacji a nawet o większej średnicy dla pomiaru jeszcze mniejszych struktur, przewidywanych przez teorię. Pomiary pól magnetycznych: B. Lites i zespół ASP.