Los rayos cósmicos solares (SCR) se generan durante la liberación de energía primordial en las erupciones solares. Este proceso explosivo tiene lugar en la corona solar sobre la región activa. Representa la rápida liberación de la energía del campo magnético de la hoja de corriente, que se forma cerca de una línea de campo magnético singular. Los rayos cósmicos solares aparecen como resultado de la aceleración de partículas cargadas, principalmente protones, por un campo eléctrico inductivo en la hoja de corriente igual al campo = / (con la velocidad del plasma y el campo magnético cerca de la hoja de corriente, y la velocidad de la luz). Para estudiar el mecanismo de las erupciones solares y obtener condiciones para estudiar la aceleración de SCR, es necesario llevar a cabo simulaciones magnetohidrodinámicas (MHD) de situaciones de erupción en la corona solar sobre una región activa real. Se desarrollaron métodos de estabilización que hicieron posible resolver parcialmente el problema de las inestabilidades numéricas. Las simulaciones MHD muestran configuraciones complicadas cerca de la línea singular. La comparación de los resultados de las simulaciones MHD con observaciones mostró el acuerdo general de las posiciones de las hojas de corriente con regiones de intensa radiación de erupción. Sin embargo, hay algunos problemas con los detalles de tales coincidencias. Los resultados obtenidos en este trabajo muestran la posibilidad de mejorar los métodos de simulación MHD para resolver los problemas que surgen durante la resolución de las ecuaciones MHD.