这是科学家利用中国自主研制的设备首次观测到这种新的现象，同时又通过磁流体力学数值模拟重现了这一物理过程。相关研究成果已发表在国际权威期刊《自然·通讯》上。该项研究成果由中科院云南天文台、南京大学、中科院紫金山天文台、德国波茨坦大学、中科院国家天文台合作完成。

论文通讯作者、中科院云南天文台闫晓理博士介绍，天文学家利用云南天文台抚仙湖观测站“一米新真空太阳望远镜”的高时间和空间分辨率Hα波段观测数据，结合太阳动力学天文台观测的紫外、极紫外和矢量磁场数据，以及日出和地球同步环境监测卫星等空间望远镜的X射线数据，详细研究了发生在2014年10月3日活动区12178中的暗条爆发中的磁重联过程，发现了在暗条细丝和周围的色球纤维之间发生了磁重联，并首次观测到通过磁重联把暗条的磁纽缠快速释放出去的物理过程。

纽缠的磁结构可以形象地比喻成非常缠绕的绳子，如果从绳子两头向相反的方向使劲拧绳子，绳子就会越来越缠绕，达到一定程度发生形变，最终导致断裂，这跟太阳上纽缠磁结构的爆发有点类似。当太阳上磁结构的纽缠达到一定程度时，就会不稳定，开始爆发并释放出能量。我们的研究就是发现了具有纽缠磁结构的暗条不稳定开始爆发，爆发过程中通过磁重联把暗条中磁纽缠释放出去。

地球上的天气，虽然复杂，但至少是由常见的过程——阳光加热、气压差异和风况变化产生的。因此，大部分人都能靠直觉感受到天气变化的原因。比如，为什么某天天气晴朗，第二天却会下雨。相反，太阳耀斑以及“空间天气（space weather）”的其他方面却与磁场和气体之间的相互影响有关。那些气体炽热得足以使自身电离，也就是说，组成气体的原子被剥去了电子。我们无法直接观察到这种相互作用，也难以形成图像思维；即便对专家来说，也是如此。这些玩意儿是如何产生太阳耀斑的？最主要的观点——磁重联可以追溯到20世纪五六十年代。不过支持它的观测证据却姗姗来迟，迟到如此之久，以致一些空间物理学家都要开始怀疑这种理论的价值了。

科学家基本都同意，耀斑所释放的能量最初一定被贮存在太阳的磁场之中。这个猜测来源于这样一个事实：耀斑都是从太阳表面那些所谓的“活跃区域”中爆发出来的，那里的太阳磁场远远强于平均水平。太阳黑子（sunspot）的存在使这些区域最容易被辨认出来。看似黑暗的斑块包含着太阳上最剧烈的磁场。在这些区域中，磁力线从表面延伸到太阳的外层大气——日冕（corona）之中，向上弯起，形成宽阔的磁拱（译注：磁拱，即磁力线弯成环形所构成的拱门状结构），其中束缚着“炽热”的气体——我是说真正的炽热：高达几百万开尔文（kelvin，热力学温标，一开尔文等于一摄氏度，但开尔文温标的零点等于-273.15摄氏度）。这样的温度高得足以使被困的气体发射出远紫外线辐射和X射线[参见《科学美国人》2001年6月号博拉·N·德维韦迪和肯尼思·J·H·菲利普斯所著《太阳耀斑的矛盾》一文]。活动区域中偶尔爆发的耀斑就起源于这样的磁场构造，这种构造使磁拱中的气体温度被加热到异乎寻常的高——在1,000万到4,000万开尔文之间。

除了耀斑和强磁场之间的大致联系以外，这些活动的运作过程始终非常模糊。例如，天文学家渐渐地了解到，与耀斑牵扯在一起的磁拱和炽热气体，与活动区域其他位置的构造虽然看起来非常相似，但它们之间也许存在着相当大的差异。近14年前，这种差异的第一个标志在日本阳光号（Yohkoh）卫星所做的测量中崭露头角。阳光号所拍摄的太阳耀斑照片，探测波长可以延伸到中高能X射线的范围，这使它成为了第一艘有能力看到超炽热气体的空间探测器。在它观测的一些事件中，磁拱的顶部出现了一个奇怪的尖角，尖顶式外形就像哥特式拱门（Gothic arch）一样，而通常的磁拱顶部是圆弧形的。

在检查阳光号拍摄的照片时，当年日本东京大学的一位研究生增田智（Satoshi Masuda）发现，1992年出现的一个耀斑的尖顶区域，发出了一团异常巨大的、能量较高（波长较短）的X射线。他推断，源头是一团异常炽热的气体（温度约为1亿开尔文），这样才会在波长较短的X射线波段中明亮地发光。或者，某些东西可能已经将这片区域中的电子加速到极快的程度，当它们撞上周围气体中的离子，突然减速时，就会发出X射线。

两种可能性中的任何一种都令人费解。如果这种气体确实那么灼热，那它是如何被限制在这么小的一个点上？假如X射线来源于被加速的电子与离子的冲撞，那为什么这些辐射会从磁拱顶部附近一个致密的源头发出，而不是刚好从气体密度最高的底部发出呢？

为了解开这些谜题，空间物理学家需要一些测量方法，将炽热气体和被加速电子的效果区分开。而且，为了理解相应的活动是何时何地发生的，他们需要在整个X射线和伽马射线波段中，频繁地拍摄太阳辐射的照片。增田智发现那团X射线以后的近十年中，观测信息的缺乏一直阻碍着研究者，直到2002年，美国航空航天局（NASA）发射了拉马第高能太阳分光镜成像探测器（Ramaty High Energy Solar Spectroscopic Imager，简称RHESSI），它已经在某些耀斑中拍到了尖顶区域的精细图像。通过这些观测，RHESSI提供了令人信服，而且是确凿无疑的决定性证据。它证实了磁重联就是产生耀斑和日冕物质抛射的原因。

-耀斑后环即耀斑出现之后的磁拱，有时会在顶部出现一个明显的尖角。发光气体的这种几何形状，反映出这部分磁场的收缩过程。这种收缩可以引发磁重联，这正是驱动耀斑爆发所必需的。它们可以在之后的几天内，一直维持着明显的形态。

想要理解磁重联事件确切的发生过程，首先必须大致了解一下，不可见的磁拱如何束缚住太阳大气层中的炽热气体。把这样的气体称为“等离子体”（plasma）更为恰当，因为它主要是由相互分离的电子和质子构成，这意味着它是导电的。因此，电场可以推动这些带电粒子沿着电力线运动，产生电流。磁场也会对这样的带电粒子施加作用力，使它们绕着磁力线盘旋。

尽管电子和质子都被迫以这种方式绕着磁力线旋转，但是它们可以沿着这些磁力线的延伸方向相对自由地移动。我所说的“相对”，是指假如带电粒子朝着磁力线汇聚的方向运动，就会遭遇一种阻力。举例来说，从磁拱的顶部下降到底部的过程中，当一个粒子靠近回路的“足点”（foot point，是指磁力线会聚的地方，那里的磁场更为强烈），它的速度就会减慢。最终，越来越强的磁场会使这个电子或质子停滞下来，再将它反推回去。这个过程就好像将网球扔向床垫。床垫中的弹簧会阻止网球的下坠，最终将它反弹上去。不过在这个例子中，网球的动能会被暂时地转移给弹簧，而太阳上的带电粒子则不同，它们并没有将自身的能量转移给磁场。相反，它们向下运动的能量被转移到盘旋运动上，增加了它们围绕磁力线旋转的频率。通过这种方式，一个磁拱的两个足点就像反射镜一样，将质子和电子来回反射。对带电粒子来说，磁拱实质上已经成为一个巨大的陷阱。

让人吃惊的是，等离子体本身也可以对束缚着它的磁场产生影响。因为作为一片带电粒子的海洋，等离子体可以容纳电流。在任何存在电压差来驱动电流的地方，电流都可以出现。在更为常见的电路中，比如在一个手电筒中，电池提供了驱动电压。在太阳上，没有类似电池的东西存在，但是磁场的变化造成了电压差，由此产生电流（这里依据的原理，与使发电机运转的原理相同）。这些电流会产生新的磁场，使事情变得更加复杂。这种效应，再加上磁场足点变换不定的移动趋势，太阳大气层中高度扭曲的磁场形成了一整套的变化模式。这些磁场蕴含着可观的磁场能量，成为太阳耀斑的能量源泉。

到此为止，我们描述的还只是一些基本的物理原理，这是科学家早已了解了几十年的东西。当有人试图确切解释，这些磁场能量如何被转变为热能、加速粒子、抛射物质的时候，问题就出现了。一种可能的解释只是简单地出于对电路的考虑：任何电路都不能仅由它所携带的电流和驱动电荷流动的电压来描述，它还与其中存在的电阻有关。举例来说，灯泡中的灯丝为流经的电流提供了电阻，将电能变成光和热消耗掉。太阳的大气层也提供了电阻，因为组成电流的带电粒子有时会相互碰撞，阻碍它们运动，使物体升温。此外，驱动电流的电压也拥有一个与之相伴的电场。如果这个电场够强大，电子和离子就会被加速到某种程度，足以脱离炽热的等离子体。高温和高能粒子，这正是太阳耀斑的组成部分。

可惜，这种简洁的解释没能很好地经受住精细的检查。因为日冕中的电阻通常相当低——低到无法解释太阳耀斑增亮时的爆发速率。而且，就算电阻较高，所需的磁场能量如何能集中在一个地方，又如何在一场突如其来的爆发中释放，仍然难以解释。研究者几十年前就得出结论：一个可以驱动简单、孤立电流的电压，无法足够迅速地加热太阳大气层，或者制造出一个足以形成耀斑的被加速的粒子流。

多年来，空间物理学家提出了各式各样更为复杂的想法：他们推测，耀斑是许多不同电流汇聚的结果，或是一大团狂暴的等离子体波动和与之相伴的随机电场的产物。如此特殊的组合也许具备产生耀斑的能力，但这些机制无法解释所有的观测数据，尤其是日冕物质抛射的倾向性：它们经常与大耀斑同时出现。一个更有发展前景的理论不仅涉及电场的动力学，还与对应的磁场有关。所以，让我更详细地描述一下磁场的物理性质好了。

磁场拥有一个与生俱来的方向。例如，在一块条形磁铁周围，磁力线会从北磁极指向南磁极。如果两个平行但方向相反的磁场在等离子体中被放置在一起，电流就会在它们之间形成，形状就像一块平板。大多数人习惯于把电流想象成一维空间，比如一根电线中流动的电荷，但在太阳上，整个大气层都是导电的，没有什么能阻止电荷在二维平面中流动。由于电阻消耗了平面中的电流，这些反向磁场中蕴含的能量就会随着时间流逝而减少。

1956年，已故的彼得·艾伦·斯威特（Peter Alan Sweet）当时还在英国伦敦大学天文台工作，他意识到，如果方向相反的磁力线确实断裂开来，再在它们之间的电流片（译注：形如一块薄片的电流）中重新结合，即重新连接起来，磁场中能量的下降就会迅速得多。结果，两个相反的磁场就会在一场能量爆发中相互抵消，就好像物质与反物质的湮灭。相邻的磁场和其中包含的等离子体就会从两侧涌入电流片。这种现象的物理过程就是：由先前断开的磁力线连接而成的新磁场，将和等离子体一起，被抛出电流片的两端。20世纪50年代末60年代初，美国芝加哥大学的尤金·N·帕克（Eugene N. Parker）研究出了描述这种过程的数学方法。这一过程被称为“斯威特—帕克磁重联”。

但是这样的重联还是无法完全解释耀斑爆发的具体过程，因为磁力线的重新排布进行得太慢，无法说明能量释放的惊人速率。来自美国马萨诸塞州埃弗雷特市艾弗寇—埃弗雷特研究实验室的哈里·E·佩斯奇克（Harry E. Petschek）意识到了新模型的这个缺点；1963年，他致力于这个问题的研究，并确定在特定的环境下，重联发生的速度要远远超过斯威特—帕克磁重联的速度。他所分析的这种现象，被称为“佩斯奇克重联”或者“快重联”。相对地，斯威特和帕克最先描述的现象就被称为“慢重联”。

不论在快重联还是慢重联中，电流片的厚度都是微不足道的——只有几米。对今天这代设备来说，这么小的尺度在观测太阳时是无法分辨出来的。不过，两种过程都能产生一个可以被检测到的重要现象：磁场在不同区域中形成。现代空间探测器拍摄的图片是否已经揭露出这种泄露天机的特征了？或许吧。

介绍Wind飞船跨越1997年5月15日磁云边界层时的观测分析结果，分析发现，Wind飞船在距地球约190个地球半径处于07:35～08:50UT期间观测到一个磁重联耗散区，主要的磁重联信号包括：（Ⅰ）重联反向流在08:10UT附近被观测到，速度分别为≈65和41 km/s，其夹角为≈142°；（Ⅱ）Hall磁场被观测到，如x-z平面外的Hall磁场是叠加在约为≈2 nT的称引导场上的-B_y和+B_y，幅度达≈7.0 nT，大约为总磁场的41%；（Ⅲ）重联区内Alfven涨落明显增强，特别在前边界（0735 UT）附近可看到慢模性质的界面；（Ⅳ）离子在重联层内明显加热，温度快速增大达3倍，电子也加热，但不如离子显著。

根据尾瓣持续磁重联的特征，首先利用Cluster星簇测量的近地磁尾等离子体密度、温度、整体运动速度、磁场等数据，确认尾瓣磁重联过程的存在； 其次，利用GOES,LANL等同步高度卫星数据，极光数据以及地面观测的AE指数等描述亚暴突发（onset）现象； 结合上述两方面的观测，进而分析研究了尾瓣持续磁重联和磁层亚暴的相关性和时序关系，确认了尾瓣持续磁重联是行星际磁场持续南向期间亚暴膨胀相突发的原因.

MMS卫星编队窥探磁重联

2015年7月9日，NASA的4颗多尺度磁层卫星（MMS）第一次以金字塔型编队飞行。这种4面体金字塔的结构让卫星可以在三维空间展开科学观测。

MMS将采集数据，研究一种名为磁重联的现象。磁重联在宇宙中很多地方都会出现，当地球周围的磁场与太阳风磁场连接又断开的时候也会发生。这一过程会调整地球磁泡的形态，并射出速度高得惊人的粒子。

为了制定可以获取最佳观测结果的可行轨道，科学家与轨道工程师进行了多年的探讨，结果就是这种四面体编队。这样的金字塔式结构将提供地球空间环境的三维信息；而如果4颗卫星只是排成一条曲线或平面，MMS在飞过太空的时候并不能观察到沿途完整的结构。

MMS轨道的另一大特点可以从它的名称中窥见一斑：多尺度。由于MMS的4颗卫星轨道可以分别调整，科学家可以改变4颗卫星之间的距离，让它们去研究不同空间尺度上的磁重联。

来自马里兰州格林贝尔特（Greenbelt）NASA戈达德太空飞行中心的MMS轨道工程师康拉德·席夫（Conrad Schiff）说：“你可以将这样的编队设想成一种元工具。就好像是聚焦望远镜一样，调整MMS卫星编队的尺度就可以看到不同的过程了。”