У рамках класичної магнітогідродинаміки магнітні поля на Сонці через високу індуктивність, зумовлену великими розмірами полів і високою газокінетичною електропровідністю плазми, характеризуються теоретично розрахованими величезними часовими інтервалами їхньої омічної дисипації. Це перебуває у вражаючому протиріччі зі спостереженими швидкими змінами структури сонячного магнетизму. Для розв’язання цього протиріччя набуває актуальності пошук нових методів дослідження замагніченої плазми. Залучення до розгляду турбулентних рухів у плазмі завершилося створенням макроскопічної МГД, в рамках якої має місце суттєве зменшення електропровідності і магнітної проникності, що зумовлює зменшення розрахованого часу реконструкції глобальних магнітних полів. Мета цього дослідження — розрахувати коефіцієнти турбулентної електропровідності і турбулентної магнітної проникності сонячної плазми і проаналізувати зміни просторово-часової еволюції глобального магнетизму Сонця при врахуванні цих турбулентних параметрів. Дослідження провадились у рамках макроскопічної магнітогідродинаміки, яка вивчає поведінку глобальних електромагнітних і гідродинамічних полів у турбулентній плазмі. У результаті досліджень для моделей фотосфери і сонячної конвективної зони (СКЗ) обчислено розподіл вздовж сонячного радіуса коефіцієнтів кінематичної (ν), магнітної (ν_m) і турбулентної (Т) в’язкостей, гідродинамічного і магнітного чисел Рейнольдса (Re і Rm), газокінетичної (σ) і турбулентної (σ_T) електропровідностей та турбулентної магнітної проникності μ_T. Теоретично розраховані параметри мають значення: ν = 0.2...10 см²/с, ν_m = 6*10⁸... 8*10² см²/с, ν_Т = 10¹¹...10¹³ см²/с, Re = 5*10¹¹...5*10¹³, Rm = 10⁴...10¹⁰, σ = = 10¹¹... 4*10¹⁶ СГС, σ_T = 10⁹...4 *10¹¹ СГС, μ_T = 10^–2...4*10^–5. Актуально, що μ_T << μ, а σ_T << 1. Розрахована нами турбулентна магнітна дифузія D_T = c²/4πσ_Tμ_T виявилася на 4...9 порядків величини вищою за коефіцієнт магнітної в’язкості ν_m = c²/4πσ, відповідальний за омічну дисипацію магнітних полів. У результаті з’являється можливість теоретично пояснити спостережену швидку перебудову магнетизму на Сонці. Виявлені нами радіальна неоднорідність турбулентної в’язкості σ_T і умова σ_T << 1 свідчать про сильний макроскопічний діамагнетизм сонячної плазми. У нижній частині СКЗ він виконує роль «негативної магнітної плавучості», чим сприяє формуванню біля дна СКЗ магнітного шару стаціонарного тороїдального магнітного поля B_S ~ 3000... 4000 Гс.