磁気ヘリシティ
太陽磁場は、太陽大気中の突発的なエネルギー解放現象(例、フレア)のエネルギー源である。 太陽フレアによって放出された磁気エネルギーや、その発生過程を詳しく知るためには、 各太陽活動領域の3次元磁場構造を知る必要がある。 しかし、観測上の様々な困難(コロナ自体の光量の低さや、2次元CCD上のデータから3次元構造を推測する事の困難など)のため、観測から3次元磁場構造を得ることはできていない。 一方、上式を用いた、光球面からコロナ中への磁気ヘリシティ入射量の測定が、 太陽フレアの発生過程の理解に有力であると考えられている。 このため、太陽光球面の磁場データを解析して光球面上の速度場を得る研究が盛んに行われている。 また、光球面上の磁場と速度場が得られれば、ポインティングフラックスも同時に測定する事ができる。
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開空間であるため、境界の時間変化により境界内部の相対磁気ヘリシティも変化することが考えられる。 上式の時間微分をとると、以下の式になる。
∂ H R ∂ t = 2 ∫ [ ( A P ⋅ V t ) B n − ( A P ⋅ B t ) V n ] ⋅ n d 2 r {\displaystyle {\frac {\partial H_{R}}{\partial t}}=2\int [({\boldsymbol {A}}_{P}\cdot {\boldsymbol {V}}_{t}){\boldsymbol {B}}_{n}-({\boldsymbol {A}}_{P}\cdot {\boldsymbol {B}}_{t}){\boldsymbol {V}}_{n}]\cdot {\boldsymbol {n}}\,d^{2}{\mathbf {r} }}
よって、境界上での速度場、磁場(ベクトルポテンシャル)が得られれば相対磁気ヘリシティの時間変化(入射量)を計算することができる。