أظهرت مراقبة الغلاف الشمسي وجود تراكيب مغناطيسية على شكل أنابيب تدفق مغناطيسية, حيث تكون أبعادها الطولية أكبر بكثير من أبعادها العرضية, وكما نعلم أن الغلاف الشمسي خاضع للقوى المغناطيسية, وبالتالي فإن تدفق الحرارة يتم على طول خطوط الحقل المغناطيسي, وكلما ابتعدت هذه الأنابيب البلازمية عن سطح طبقة الكرة المضيئة كلما انخفضت الكثافة, وتصبح هذه الأنابيب البلازمية مرئية بشكل واضح كما لو أن الحقل المغناطيسي اخترق طبقات الغلاف الشمسي.

ينتج هذا النموذج من خلال العلاقة بين الحقل المغناطيسي و الغاز وذلك عند غياب الضغط. تكون خطوط الحقل منزاحة جانباً عن مواضع توازنها المستقيمة, و تهتز حول مواضع توازنها بسبب التفافها حول بعضها, لذلك تنتشر الأمواج على طول الحقل المغناطيسي بسرعة ألفن.

تتفاعل البلازما والحقول المغناطيسية بطرق هامة جداً, فالجزيئة المشحونة المتحركة في الحقل المغناطيسي تكون خاضعة لقوة تدوير بزاوية قائمة على اتجاه الحقل أي أنها تخضع للدوران حول خطوط الحقل, وإذا كانت الجزيئة تتحرك باتجاه الحقل فإن الجمع بين هاتين الحركتين يؤدي الى أن الجزيئة تسلك مساراً حلزونياً على طول الحقل المغناطيسي.

بشكل عام عندما يكون ضغط البلازما (الضغط الحركي)  أكبر من الضغط المغناطيسي تقوم حركات البلازما بدفع خطوط الحقل المغناطيسي, وبالمقابل عندما يكون الضغط المغناطيسي أكبر من الضغط الحركي يتمّ دفع البلازما بالاتجاه المعاكس للضغط الحركي.

في حالة الشمس فإن التراكيب المغناطيسية المغلقة(خطوط الحقل المغناطيسي التي تلتف عائدة إلى السطح) تحصر البلازما وتمنعها من الانفلات في الفضاء, بينما تسمح التراكيب المفتوحة (الخطوط التي تذهب إلى الفضاء الكوني) بتدفق البلازما كرياح شمسية.

يؤدي التفاعل بين الحقول المغناطيسية و البلازما إلى ظهور النشاط الشمسي المعروف.

الشمس كرة غازية مؤلفة بمعظمها من الهيدروجين والهيليوم وتدور كما تدور الأرض حول محورها لكن الشيء المهم في الشمس هو الاختلاف في سعات الدوران ذات السرع المختلفة, فالغاز الموجود بالقرب من خط الاستواء الشمسي يدور

بشكل أسرع من الغاز الموجود بالقرب من قطبي الشمس, وهذا ما يؤدي إلى الدوران التفاضلي(المغزلي).

يستغرق هذا الدوران حوالي 25 يوم في المناطق الاستوائية الشمسية, و 35 يوم في المناطق القطبية الشمسية. وبالمعدل العام تتم الشمس دورة كاملة حول محورها خلال ما يقارب  30 يوم. ولكن الغريب في ذلك أن الأجزاء الداخلية تدور كما تدور الكرة الصلبة, ويدور ما نسبته 30% من الشمس (منطقة الحمل) دوراناً تفاضلياً فقط.

وهذا الدوران له أثر كبير في مغناطيسية الشمس.

لدراسة الأمواج في البلازما توجد طريقتان رئيسيتان تقريبيتان ومستخدمتان  في تحليل مسألة الأمواج في البلازما، ففي أحدهما توصف البلازما كوسط له ناقلية أو ثابت عزل، كما تختلف معادلة الموجة الناتجة عن معادلات ماكسويل.

فعند تطبيق حقل مغناطيسي خارجي ساكن تصبح البلازما مكافئة لعازل غير متجانس, والممثل بــ تنسور سماحية العوازل.

أما في التقريب الثاني فيتم حل معادلات ماكسويل بصورة متوافقة مع المعادلات التي تصف حركة الجسيمات .

للبلازما استخدامات كثيرة جداً في الصناعة والطاقة والطب وبعض الاستخدامات العسكرية, ومن بين هذه الاستخدامات إمكانية الحصول على الكريستال البلازمي حيث تتلخص فكرته بالتالي:

إذا أضفنا إلى البلازما الموجودة في الأنبوب نثرات ضئيلة من معدن ما فإن كل جسيم من هذا المسحوق سوف يُشحن بشحنة كهربائية وتبدأ هذه الشحنات بصدم بعضها بعضاً وهنا تُقدّم الطبيعة التنظيم على الفوضى حيث أن النثرات بعد اصطدامها ببعضها البعض تنتظم في بنى جميلة جداً, حيث يبتعد كل جسيم عن الآخر مسافة متساوية.

والكريستال البلازمي الذي تم الحصول عليه على الأرض كان مسطحاً بسبب جاذبية الأرض, أمّا الكريستال الذي تم الحصول عليه في محطة الفضاء الدولية تظهر فيه دوّامات ترسم بدقة بنية مجرتنا, ولدى التبريد نحصل على نسخة مماثلة لجزيء الحمض النووي وهذا ما أدهش العلماء, وبالتالي يمكن القول إنّ الكريستال البلازمي أتاح تلمّس أسس نشوء الكون.

ولكن يبقى اسم البلازما مرتبطاً بحلم البشرية في الحصول على مصدر طاقة رخيص لا ينضب.

بما أن الشمس عبارة عن وسط بلازمي فإننا نستطيع دراسته دراسة جهرية (باعتبار البلازما وسطاً مائعاً) أو دراسة مجهرية إحصائية ( باعتبار البلازما حركة كم هائل من الشحنات) فمن البديهي أن تنتشر في هذا الوسط أنواع كثيرة جداً من الأمواج تمت دراسة بعضها لبيان دورها في عملية تسخين الكرة اللونية و تاج الشمس وذلك بعد تولدها وانتشارها في الكرة المضيئة ولا يزال بعضها الآخر قيد الدراسة، ومن بين هذا البعض أمواج المغنيتوهيدروديناميك.

تتراوح درجة حرارة الكرة المضيئة بين 3800 و 6000كلفن على الرغم من كونها أقرب إلى نواة الشمس من تاج الشمس.

اكتشف فيزيائيو الشمس قبل أكثر من نصف قرن أنّ لتاج الشمس درجة حرارة عالية على غير المتوقع (تصل إلى 20 مليون كلفن) وذلك عندما درس كل من بنجت ادلن (Bengt Edl´en) و والتر جرورتن (Walter Grotrian) خطي Fe IX و Ca XIV في الطيف الشمسيّ.

يتم قياس الحقل المغناطيسي الشمسي بواسطة المركبات الفضائية والتي تكون على مسافات أكبر من   حيث ( نصف قطر الشمس) مثل (مسابر هيليوس الفضائية) و أنّ جزءاً صغيراً من الحقل المغناطيسي الشمسيّ المتدفق من الشمس يمكنه الوصول إلى هذه المسافة.

يأخذ الحقل المغناطيسي في طبقة الكرة المضيئة  شكل خيوط, وتتجمّع معظم الطاقة المغناطيسية في أنابيب تدفّق مغناطيسية, وتكون هذه التجمعات على شكل حزم متوازيّة تقريباً, وهي لا تغطي أكثر من كامل مساحة الكرة المضيئة, وتتدرّج ملاحظة أنابيب التدفق المغناطيسي على سطح الشمس من الصغير واللامع جداً (عناصر مغناطيسية) وحتى الكبير جداً والمظلم (البقع الشمسية).  وتكون شدة الحقل المغناطيسي في هذه الأنابيب كحدّ وسطي.

يسير الحقل المغناطيسي بشكل منتظم بدءاً من قاعدة منطقة الحمل حيث يتولّد بالمولد الشمسي ليصل إلى طبقة الكرة المضيئة, ويظهر هنا على شكل بقع شمسية (Sunspots), ومن ثم يمتد إلى خارج الغلاف الشمسي ليصل إلى الهيليوسفير. وخلال مساره ينقل الحقل المغناطيسي الطاقة من داخل الشمس إلى تاج الشمس فيقوم بتسخين الطبقات عبر مساره كما يعمل على تسريع الرياح الشمسية .

تجدر الإشارة إلى أن الحقول المغناطيسية بالقرب من طبقة الكرة المضيئة تكون ملتوية ومعقدة ولكن بالابتعاد عن هذه الطبقة تأخذ اتجاهات محددة, وأن الحقل المغناطيسي الشمسي يكون أقوى عند أقطاب الشمس منه عند خط استواءها.