Магнитное пересоединение — это процесс, при котором силовые линии магнитного поля разрываются и соединяются вновь, высвобождая энергию; наблюдается в таких явлениях, как корональные выбросы массы.Магнитное пересоединение — это процесс в проводящей плазме, при котором силовые линии магнитного поля перестраиваются, изменяя свою топологию. В плазме заряженные частицы обычно «приклеены» к линиям поля (явление вмороженности). Однако в тонких токовых слоях, где встречаются противоположно направленные поля, условие вмороженности нарушается: линии разрываются и пересоединяются, преобразуя энергию магнитного поля в кинетическую энергию струй плазмы и тепло. Это основной механизм, питающий солнечные вспышки и суббури в магнитосферах планет.
Ключевая идея о разрыве и перезамыкании магнитных линий в токовых слоях для объяснения солнечных вспышек была выдвинута Джеймсом Данжи в 1953 году. Позже, в 1957-58 годах, Питер Свит и Юджин Паркер независимо построили количественную модель стационарного пересоединения (модель Свита–Паркера), которая, однако, предсказывала слишком медленное выделение энергии. Проблема быстрого пересоединения стимулировала разработку новых моделей в 1990-х: Бискемп включил эффект Холла, а в работах Шей и Дрейка было показано, что разделение зарядов в ионно-инерционной области резко ускоряет процесс. Современные космические миссии (Cluster, MMS) и лабораторные эксперименты (MRX, SPHEX) подтвердили важность кинетических эффектов.
В плазме, описываемой уравнениями магнитной гидродинамики, магнитное поле вморожено в среду, и его топология сохраняется, если проводимость бесконечна. При сближении объёмов плазмы с антипараллельными полями на границе возникает тонкий токовый слой, где плотность тока резко возрастает, а магнитное поле ослабевает. Из-за конечного сопротивления или за счёт кинетических эффектов, таких как инерция электронов и разделение зарядов (холловский член в обобщённом законе Ома), условие вмороженности нарушается. Тогда силовые линии перезамыкаются, а магнитная энергия диссипирует. В быстрых режимах (например, холловское пересоединение) скорость процесса определяется альфвéновским временем и лишь слабо зависит от проводимости. Ускорение частиц происходит в результате прямого действия электрического поля, связанного с изменением магнитного потока, и за счёт стохастических процессов в турбулентных магнитных структурах. Пересоединение часто сопровождается формированием узких джетов плазмы, разогретых до миллионов градусов.
Этот процесс отвечает за солнечные вспышки, которые могут нарушать радиосвязь и выводить из строя спутники, а также за полярные сияния. В термоядерных реакторах управление пересоединением необходимо для удержания плазмы.
Один акт магнитного пересоединения на Солнце способен за несколько минут высвободить столько же энергии, сколько человечество потребляет за сотни тысяч лет.
| m_phys | переменная | физическая (перенормированная) масса — масса кг |
| m_0 | переменная | голая (лагранжева) масса — масса кг |
| Z | переменная | константа перенормировки поля |
| H_{\text{HFI}} | переменная | гамильтониан магнитного сверхтонкого взаимодействия — гамильтониан Дж |
| \boldsymbol{\mu}_I | переменная | ядерный магнитный момент — магнитный момент А²·м |
| \mathbf{A} | переменная | тензор сверхтонкой связи — тензор Дж/(А²·м) |
| \mathbf{S} | переменная | оператор спина электрона — spin operator |
| \cdot | оператор | скалярное произведение векторов — скалярное произведение |













