Nel recente passato è stato messo a punto un modello magnetoidrodinamico per studiare la propagazione di frammenti di CME nella corona esterna e il ruolo che vi riveste il campo magnetico ambiente. Si è così appurato che il campo magnetico tende a isolare termicamente i frammenti, impedendone così il riscaldamento da parte della corona circostante più calda, e a favorirne l'espansione (Pagano, Reale, Orlando, Peres, 2007).
Più recentemente il modello è stato arricchito con la descrizione dell'evoluzione delle frazioni di ionizzazione e si sono così potute studiare le tracce diagnostiche dei fronti d'urto generati durante la propagazione di CMEs, che spingono il plasma fuori equilibrio di ionizzazione (Pagano, Raymond, Reale, Orlando, 2008). Questo modello รจ in grado di rispondere ad alcune questioni finora irrisolte. Sintetizzando l'emissione di alcune righe osservate durante questi fenomeni con lo strumento SoHO/UVCS, si sono giustificati allargamenti e intensificazioni di riga osservati e si è prodotto un utile strumento diagnostico per riconoscere i fronti d'urto nella corona solare. Il modello è stato anche molto utile per comprendere il ruolo che possono avere la conduzione termica ed il campo magnetico nella propagazione di shock nella corona solare.
![\includegraphics[scale=0.35]{reale/9088fig2.ps}](img81.png)
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Ultimamente si è avviato con lo stesso tipo di modelli uno studio delle configurazioni campo magnetico e plasma coronale favorevoli allo sviluppo di eruzioni di plasma verso lo spazio interplanetario. Questi modelli hanno il vantaggio di poter esaminare condizioni di plasma in regime bilanciato tra pressione magnetica e pressione del plasma, laddove in genere si studiano regimi in cui domina la prima. Risultati preliminari mostrano che, anche partendo da una configurazione magnetoidrostatica, l'eruzione di strutture magnetiche puó avere luogo per effetto di instabilitá magneoidroninamiche, accompagnate dalla riconnessione magnetica.