El objetivo del estudio informado en este artículo es comprender las oscilaciones globales solares y las características de propagación de las oscilaciones de modo en la atmósfera solar magnética altamente estratificada gravitacionalmente. El artículo presenta los resultados de simulaciones numéricas magnetohidrodinámicas (MHD) en 3D (3 dimensiones) de un modelo de atmósfera solar con un campo magnético uniforme, vertical y cilíndricamente simétrico. Utilizamos controladores de simulación que resultan en oscilaciones que imitan el comportamiento de las oscilaciones de modo. El artículo informa sobre la variación del flujo de energía y la frecuencia de oscilación de los modos magnetosónicos y examina su dependencia de la intensidad del campo magnético. Informamos resultados para el análisis temporal de datos observacionales del Sol tranquilo y para una región que contiene una pequeña mancha solar (poro solar). Comparamos el análisis temporal de los resultados de observaciones de estas oscilaciones de intensidad ubicuas con simulaciones numéricas de posibles firmas de oscilaciones globales de la atmósfera solar. Concluimos que las regiones magnéticas de la atmósfera solar son regiones favorables para la propagación de un pequeño escape de energía por modos magnetosónicos lentos. Los resultados también exhiben una variación en la frecuencia de las oscilaciones a diferentes alturas en la atmósfera solar baja a media y para diferentes valores del campo magnético. El comportamiento periódico obtenido numéricamente y la variación en la frecuencia, incluso en este modelo simplificado de atmósfera, son consistentes con los datos observacionales. Encontramos frecuencias y variaciones de frecuencia que son similares a las mediciones obtenidas de la serie temporal de intensidad de imágenes tomadas por el Observatorio de Dinámica Solar.