El plasma cósmico no es un gas tranquilo, sino una sopa hirviendo de partículas cargadas atravesada por campos magnéticos. Estos campos se comportan como gomas elásticas tensadas: a veces se rompen y de inmediato se vuelven a unir, pero de otra manera. Este proceso, llamado reconexión magnética, libera una enorme cantidad de energía.

Los científicos construyeron un modelo computacional de esa ruptura en condiciones similares a las del espacio: el plasma es muy diluido y las partículas rara vez chocan. Para ahorrar potencia de cálculo, idearon un truco ingenioso: plegaron el dominio de cálculo en una cinta de Möbius. Esto permitió duplicar la velocidad de los cálculos sin perder precisión.

Los cálculos mostraron que casi toda la energía se libera no de inmediato, sino en una etapa tardía, cuando la inestabilidad ya se ha desarrollado. La energía magnética se convierte en dos formas: en flujos rápidos de plasma y en su calentamiento. Además, el calentamiento es desigual: dentro de las 'islas' magnéticas (regiones donde el campo se cierra sobre sí mismo) el plasma se calienta más, mientras que en los puntos de ruptura (los llamados puntos X) la energía se reparte casi por igual entre movimiento y calor.

Otro detalle interesante: después de la reconexión, el plasma se calienta más a lo largo del campo magnético que en dirección perpendicular. Esta diferencia de temperatura se mantiene por la compresión de las islas, pero en cierto momento se activan ondas especiales (inestabilidades de tipo manguera de incendios) que redistribuyen el calor y igualan la temperatura.

Este mecanismo ayuda a explicar por qué la corona solar está más caliente que la superficie del Sol y cómo la energía de los campos magnéticos se convierte en calor en objetos astrofísicos lejanos.