Problemas desafiantes y aún sin resolver de la astrofísica, como la forma en que la corona solar se calienta, y cómo el viento solar y la heliósfera son alimentados, tienen sus raíces en los campos magnéticos de pequeña escala. Tales campos constituyen la llamada “alfombra magnética” en la superficie solar (fotosfera) y moldean la estructura de las capas más altas de la atmósfera del Sol (cromosfera y corona). Importantes tópicos de debate en esta dirección incluyen el entendimiento del papel de tales campos magnéticos a pequeñas escalas espaciales, y el identificar si se forman a partir de remanentes de los campos de mucha mayor dimensión generados por el dínamo global en las partes más profundas de la zona de convección dentro del interior solar, o son producto de mecanismos de dínamo local mucho más cerca de la superficie de la estrella. Sumado a la identificación del mecanismo de generación de campos magnéticos, es necesario estudiar el proceso de transporte de energía a través de la atmósfera solar; que se convierte en calor y flujos de alta velocidad en la cromosfera y corona. Pese a que las simulaciones numéricas han demostrado la existencia de procesos de dínamo local en el Sol, su rol en el magnetismo a pequeña escala en la atmósfera solar permanece sin identificar. Investigaciones recientes han identificado gran cantidad de estructuras y una compleja morfología y dinámica de campos magnéticos. La nueva visión de la atmósfera solar producto de la combinación de las observaciones de última generación y modelamientos numéricos realistas, le imprimen un carácter complejo que involucra interacciones de conglomerados de lazos magnéticos, vórtices magnetizados ó tornados, y chorros de plasma. En promedio, la intensidad del campo magnético en regiones poco activas (Sol en calma), puede ser del orden de Gauss, pero localmente en estructuras pequeñas puede alcanzar miles de Gauss y afectar significativamente propiedades termodinámicas y dinámicas del plasma fotosférico y cromosférico. En regiones activas solares con presencia de manchas, se cree que la estructura a pequeña escala también juega un papel importante en la configuración y actividad de estas. En resumen, los nuevos descubrimientos revelan que la estructura de la atmósfera solar y las múltiples interacciones entre el plasma y el campo magnético son considerablemente más complejas que las predicciones hechas por modelos espectroscópicos tradicionales. A través de colaboraciones con importantes grupos de investigación a nivel internacional; Universidad de Valencia, Universidad de Graz y el New Jersey Institute of Technology en Estados Unidos, se realizará un estudio completo del acoplamiento de campos magnéticos y plasma en la atmósfera solar. Se espera que el Grupo de Astrofísica Solar, del Observatorio Astronómico Nacional, tenga un papel activo en estas colaboraciones. El proyecto que se propone busca establecer parámetros y esclarecer la importancia de los diferentes aspectos que relacionan el campo magnético y el plasma solar, lo cual será vital para la planeación de futuras misiones. En particular, el director del proyecto es parte de la colaboración internacional que desarrolla el proyecto Solar Orbiter, una de las misiones espaciales mas desafiantes de los últimos tiempos. La misión consiste en el lanzamiento de un satélite en el 2018 que será puesto en una órbita alrededor del Sol a una distancia de 0.28 unidades astronómica, que además saldrá del plano de la eclíptica para alcanzar latitudes heliográficas de 34º. Uno de los instrumentos mas destacados y que se encuentra en fase de desarrollo es Polarimetric and Helioseismic Imager (PHI), encargado de medir el campo magnético vectorial en la fotosfera y observaciones de flujos de plasma en alta resolución. El Grupo de Astrofísica Solar comenzará a tener una participación a través de proyectos de estudiantes en la parte de simulaciones de inversiones de campo magnético dentro del desarrollo de PHI.