Добре известно е, че СП се разполагат винаги по магнитните неутрални линии (МНЛ), разделящи области с противоположна магнитна полярност. Тази забележителна връзка между МНЛ и СП, наблюдавани върху слънчевия диск като спокойни влакна, влакна в активни области или влакна между активни области, съгласно Martin (1989) дава информация за физическите условия при формирането на протуберансите. От друга страна тази тясна връзка, както и фактът, че протуберансите се формират на всички хелиографски ширини, прави тези активни образувания особено подходящ трасер за изследването на структурата и еволюцията на едромащабното магнитно поле на Слънцето.
МНЛ са области от фотосферата, където МП е хоризонтално (B|| = 0). Има основателни причини да се вярва, че напречното поле е също слабо, тъй като B|| = 0 е измерено по МНЛ на големи разстояния от центъра на диска, където лъчът на зрение е далече от вертикалата към слънчевата повърхност (Leroy, 1989). Видът на МНЛ не е един и същ в активните области, сред относително силни магнитни полета, и на високите хелиографски ширини, където се наблюдава по-скоро неопределена неутрална ивица, отколкото линия. Тази разлика във вида на МНЛ възниква отчасти поради съществуването на определен инструментален праг, но въпреки това изглежда, че видът на протуберансите е свързан по някакъв начин с градиента на МП близо до МНЛ.
Доколкото градиентът на МП от двете страни на МНЛ е от голямо значение за съществуването на протуберансите, СП могат да бъдат изследвани от гледна точка на положението върху Слънцето на асоциираните с тях МНЛ. Tandberg-Hanssen (1974) посочи разликата между A-тип МНЛ, които разделят двете магнитни полярности в биполярна активна област, и B-тип МНЛ, които са установени между две съседни активни области. A МНЛ са по-познати благодарение на класическите изследвания на d’Azambuja and d’Azambuja (1948). Въпреки това B МНЛ трябва да се разглеждат като еднакво важни, тъй като бе показано, че те са свързани с по-голяма част от протуберансите (Tang, 1987). Основна разлика между тези два типа МНЛ е, че МП е много по-силно около A МНЛ.
Leroy (1978) показа, че съществува трета категория МНЛ – C-тип, които представят МНЛ асоциирани с полярната корона. Въпреки че, подобно на B МНЛ, те разделят области на слабо МП, C МНЛ имат няколко специфични особености. Те са разположени в откъмполюсната страна на разтеглени активни области и показват дрейф към полюсите. Твърде вероятно е C МНЛ да са свързани с глобалния слънчев магнетизъм. Въпреки слабите МП, измерени на фотосферно ниво в области на високи ширини, полярната корона показва много примери на високи, изтеглени по хелиографска дължина СП.
Влакната като трасери на едромащабното магнитно поле на Слънцето. Структурата на едромащабното магнитно поле (ЕММП) на Слънцето се определя по разпределението на униполярните магнитни области. Разпределението на ЕММП се определя пряко посредством магнитограми на Слънцето. Слънчевите влакна, както и каналите на влакната, са едни от особеностите в H спектрохелиограмите, които са особено подходящи трасери на магнитната полярност на Слънцето (McIntosh, 1979). МНЛ, които влакната очертават върху синоптичните карти (Фиг. 1), дават ясна картина на ЕММП. Такива синоптични карти, въпреки че не носят определена информация за силата на магнитното поле, определят структурата на ЕММП с по-голяма сигурност и точност, отколкото магнитограмите, особено в областите на слабо поле и полярните зони (Duvall et al., 1977; Макаров и Стоянова, 1982).
Надлъжната компонента на МП във влакната е основната част на полето B . B|| е доминиращата компонента на границите на униполярните области. По-специално тороидалната компонента на полето може да се наблюдава при влакната от полярната корона. Следователно МНЛ на границите на униполярни области показват тороидалната (или по-точно нерадиалната) компонента на слабото МП. Затова измерванията на МП в протуберанси (влакна), включително тези от полярната корона, могат да хвърлят повече светлина върху връзката между полоидалното и тороидалното поле (Makarov et al., 1988).
Изследванията на слънчевите влакна като трасери на ЕММП показват, че тороидалната компонента на МП може да бъде регистрирана на всички хелиографски ширини, т. е. влакната представят поведението на глобалното слънчево МП. Според Callebaut and Makarov (1992), влакната трасират един от трите взаимосвързани типа на магнитна активност, определящи се съответно по поведението на полярните факели, петната и глобалното МП, в подкрепа на концепцията за (циклична) глобална слънчева активност. Изследването на разпределението и поведението на влакната по метода на H -картите позволява да се анализират структурата и поведението на глобалното слънчево МП.
Структурата на ЕММП на Слънцето във фотосферата, хромосферата, долната и средна корона се проявява добре в разпределението на радиалната компонента на униполярните магнитни области, която е добре трасирана от протуберансите, влакната, каналите на влакната, както и от флокулните коридори върху H картите. По разпределението на знака на полето, без отчитане на неговата величина, тези карти дават възможност да се определи зоналната структура на ЕММП и нейното поведение с времето.
Методът на H-alpha картите и по-специално използуването на влакната като трасери на МНЛ позволява да се анализира поведението на МНЛ. Изследванията на едромащабните движения на влакната показаха, че МНЛ мигрират към полюсите при всички ширини. Подобни движения подчертават динамиката на МНЛ, т. е. динамиката на зоналните граници на ЕММП.
