Las estrellas albergan en general un complejo abanico de campos magnéticos. El Sol, debido a su cercanía, es la única de todas ellas donde los astrofísicos podemos llegar a estudiarlos en profundidad. El denominado Sol en calma (aquellas regiones sin campos magnéticos intensos) ocupa más del 99% de la superficie del Sol y está compuesto de un magnetismo enmarañado, aún sin resolver hoy en día. Se piensa que estos campos magnéticos denominados "escondidos" (debido principalmente a que son invisibles con la resolución espacial de la instrumentación actual), son capaces de almacenar suficiente energía magnética para jugar un papel importante en el calentamiento de la capa más externa del Sol. Sin embargo, la intensidad de dichos campos es todavía hoy tema de debate. Estudios previos basados en el efecto Hanle en líneas atómicas encontraron un promedio de estos campos magnéticos de alrededor de 100 G. Por el contrario, del mismo efecto en moléculas se infiere un campo promedio 10 veces menor. Tal discrepancia desaparecería simplemente si la intensidad de estos campos magnéticos no fuera uniforme sobre la superficie solar. En este trabajo, se utilizan simulaciones magneto-hidrodinámicas para demostrar que es posible inferir la intensidad promedio del campo magnético del Sol en calma usando inversiones multi-línea de perfiles de intensidad en el régimen Zeeman. La inversión simultánea de 15 líneas espectrales entorno a 1.5 micras permite revelar que la distribución espacial del campo "escondido" está estrechamente correlacionada con los movimientos convectivos de la superficie solar y permite, además, encontrar una magnetización promedio de 46 G. Reconciliar nuestro resultado con los resultados inferidos a través del efecto Hanle implicaría un aumento de la intensidad del campo magnético con la altura sobre la superficie solar, algo que es físicamente cuestionable. Por ello, se debe seguir trabajando en ambos métodos o técnicas de inferencia del campo magnético.