Le plasma cosmique n'est pas un gaz calme, mais une soupe bouillonnante de particules chargées, traversée par des champs magnétiques. Ces champs se comportent comme des élastiques tendus : parfois ils se déchirent et se reconnectent aussitôt, mais d'une manière différente. Ce processus, appelé reconnexion magnétique, libère une énergie considérable.

Les scientifiques ont construit un modèle informatique d'une telle rupture dans des conditions proches de celles de l'espace : le plasma y est très raréfié et les particules entrent rarement en collision. Pour économiser la puissance de calcul, ils ont eu recours à une astuce ingénieuse : replier le domaine de calcul en ruban de Möbius. Cela a permis de doubler la vitesse des calculs sans perte de précision.

Les calculs ont montré que la quasi-totalité de l'énergie n'est pas libérée immédiatement, mais à un stade tardif, lorsque l'instabilité s'est déjà développée. L'énergie magnétique se transforme en deux formes : en flux de plasma rapides et en chaleur. Le chauffage est inégal : à l'intérieur des « îles » magnétiques (des régions où le champ est bouclé sur lui-même), le plasma chauffe davantage, tandis qu'aux points de rupture (les points dits X), l'énergie se répartit presque également entre le mouvement et la chaleur.

Un autre détail intéressant : après la reconnexion, le plasma devient plus chaud le long du champ magnétique que perpendiculairement. Cette différence de température est maintenue par la compression des îles, mais à un certain moment, des ondes particulières (instabilités de type firehose) se déclenchent, redistribuent la chaleur et égalisent la température.

Ce mécanisme aide à expliquer pourquoi la couronne solaire est plus chaude que la surface du Soleil et comment l'énergie des champs magnétiques se transforme en chaleur dans des objets astrophysiques lointains.