Magnetic reconnection is a process where magnetic field lines break and reconnect, releasing energy and observed in phenomena like coronal mass ejections.La reconnexion magnétique est un processus dans un plasma conducteur par lequel les lignes de champ magnétique se réorganisent, changeant leur topologie. Dans un plasma, les particules chargées sont généralement «collées» aux lignes de champ (phénomène de gel). Cependant, dans les couches de courant minces où se rencontrent des champs de directions opposées, la condition de gel est violée : les lignes se brisent et se reconnectent, convertissant l'énergie du champ magnétique en énergie cinétique des jets de plasma et en chaleur. C'est le principal mécanisme alimentant les éruptions solaires et les sous-orages dans les magnétosphères planétaires.
L'idée clé de la rupture et de la reconnexion des lignes magnétiques dans les couches de courant pour expliquer les éruptions solaires a été proposée par James Dungey en 1953. Plus tard, en 1957-58, Peter Sweet et Eugene Parker ont indépendamment construit un modèle quantitatif de reconnexion stationnaire (modèle de Sweet-Parker), qui prédisait cependant une libération d'énergie trop lente. Le problème de la reconnexion rapide a stimulé le développement de nouveaux modèles dans les années 1990 : Biskamp a inclus l'effet Hall, et les travaux de Shay et Drake ont montré que la séparation des charges dans la région d'inertie ionique accélère fortement le processus. Les missions spatiales modernes (Cluster, MMS) et les expériences de laboratoire (MRX, SPHEX) ont confirmé l'importance des effets cinétiques.
Dans un plasma décrit par les équations de la magnétohydrodynamique, le champ magnétique est gelé dans le milieu, et sa topologie est conservée si la conductivité est infinie. Lorsque des volumes de plasma avec des champs antiparallèles se rapprochent, une fine couche de courant se forme à l'interface, où la densité de courant augmente fortement et le champ magnétique s'affaiblit. En raison de la résistivité finie ou d'effets cinétiques tels que l'inertie des électrons et la séparation des charges (terme de Hall dans la loi d'Ohm généralisée), la condition de gel est violée. Les lignes de champ se reconnectent alors et l'énergie magnétique se dissipe. Dans les régimes rapides (par exemple, la reconnexion de Hall), la vitesse du processus est déterminée par le temps d'Alfvén et ne dépend que faiblement de la conductivité. L'accélération des particules résulte de l'action directe du champ électrique associé au changement de flux magnétique, ainsi que de processus stochastiques dans les structures magnétiques turbulentes. La reconnexion s'accompagne souvent de la formation de jets de plasma étroits, chauffés à des millions de degrés.
Ce processus est responsable des éruptions solaires, qui peuvent perturber les communications radio et endommager les satellites, ainsi que des aurores polaires. Dans les réacteurs à fusion thermonucléaire, le contrôle de la reconnexion est nécessaire pour le confinement du plasma.
Un seul événement de reconnexion magnétique sur le Soleil peut libérer en quelques minutes autant d'énergie que l'humanité en consomme en des centaines de milliers d'années.
| m_phys | variable | physical (renormalized) mass — masse kilogram |
| m_0 | variable | bare (Lagrangian) mass — masse kilogram |
| Z | variable | field strength renormalization constant |
| H_{\text{HFI}} | variable | magnetic hyperfine interaction Hamiltonian — hamiltonien joule |
| \boldsymbol{\mu}_I | variable | nuclear magnetic moment — moment magnétique ampere square metre |
| \mathbf{A} | variable | hyperfine coupling tensor — tenseur joule per ampere square metre |
| \mathbf{S} | variable | electron spin operator — spin operator |
| \cdot | opérateur | scalar product of vectors — produit scalaire |
