基于太阳磁场亮点的研究 自 20 世纪 70 年代以来，当人们在光球颗粒之间的颗粒间通道中发现磁性亮点时，人们就对它们进行了研究。 后来它们的形状被更详细地描述为一些 MBP 形成链状或带状结构，一种磁片，而其他的则位于圆形的颗粒周围，看起来像花朵图案。 近年来，通过光谱极化研究和反演来研究磁性和拓扑结构变得越来越普遍。MBPs 是低层太阳大气中的特征，与周围环境相比亮度增加。 它们的相对亮度增加是由于热壁效应以及增加进入太阳大气的光学深度的可能性。MBPs 形成后，通过最常见的假设对流坍塌过程，MBPs 以非常强和部分真空的磁场集中存在。 为了保持结构抽空，周围等离子体的水平向内压力由所包含的强磁场本身的磁压力平衡。然而，MBPs 中可能会发生强烈的垂直上升流，导致它们被破坏。 所提到的 MBP 疏散导致与其周围相比较低的线形成高度，其周围现在包括光球层的更深和更热的部分，导致强度增加。此外磁性“钻孔”的热壁也有贡献。 MBP 主要在 G 波段滤波器的帮助下在光球层中进行研究。G 波段是包含大量 CH 分子谱线的光谱区域。 使用包含这些线的以 430.5 nm 为中心的过滤器是有利的，因为小规模磁性特征的对比度增加了。这是由于热解离效应。 由于磁性结构内发射的光由于磁压力引起的局部疏散而源自更深的大气层，因此更多的吸收 CH 分子被解离，因此吸收变得更弱，与正常连续体相比进一步增加了结构的强度。 除了G波段外，还部分采用了较短波长的滤光片，例如388.35 nm的CN波段头滤光片，在完美条件下显示出对比度更高，分辨率略有提高的特征。 除了光球层，MBPs 也可以在色球层中识别，这里特别关注两层之间的联系和波动现象。 MBPs 可以看作是强小型垂直磁通管的可见明亮截面。它们的磁场强度通常被认为在 kG 范围内，通常达到约 1.3 kG 的值，尽管在观察中反向磁场在很大程度上取决于反转例程。 这些通常不太稳定，会导致磁场测量出现明显的模糊性。Schüssler 建议基于响应函数反演的 Stokes 反演显示磁场高达 1.9 kG。在不受反演模糊和分辨率影响影响的模拟中，MBP 中的磁场甚至可能更高。 观察发现 MBP 的大小在几百公里以下范围内达到最现代望远镜 40-70 公里的分辨率极限。MBP 大小分布的实际形状仍在争论中，越来越多的证据表明大小分布呈对数正态分布。
