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{{noteTA
|G1=Physics
|1=zh-hant:太陽閃焰;zh-hans:太阳耀斑;
|2=zh-hant:日冕物質拋射;zh-hans:冠状质量喷射;
}}'''磁重联'''是一種發生於高导电[[等离子体]]中的物理过程，過程中磁拓扑重新分佈，同時磁能被转换为[[动能]]、[[热能]]與{{link-en|加速粒子|Particle acceleration}}。磁重联涉及的時間尺度介在磁场的慢阻抗扩散和快速[[阿尔文波]]之間。

根據[[磁流体力学|磁流體力學]]理論，重聯起因自電漿在接近邊界層的[[電導率]]無法負荷磁場變化所需的[[电流|電流]]。馬克士威方程式表明磁場變化需要有電流支撐：

<math>\nabla \times \mathbf{B} = \mu \mathbf{J} + \mu \epsilon \frac{\partial \mathbf{E}}{\partial t}</math>

電流層的電導率允許在其兩側的[[磁感应强度|磁通量]]沿著其邊界擴散，並抵銷了另一側的通量。當此現象發生時，電漿會受到磁拉力而往沿磁力線的方向飛出，造成中心區域壓力下降，吸引更多的電漿與磁通量進入，形成一個可自我維持的過程。

在[[太阳|太陽]][[耀斑]]、[[日冕物質抛射]]和太阳大气中等许多其它现象中发生磁重联。太阳耀斑的观测证据包括流入和流出、下流回路和磁拓扑的变化的观测。在过去，使用远程成像进行太阳能大气的观测，磁场通过推断得出，而不是直接观察。然而，高分辨率的冠状成像仪于2012年（2013年发布）首次收集了太阳能磁重联的直接观测资料。<ref>{{cite web|url=http://www.azonano.com/news.aspx?newsID=26419|title=High-Resolution Coronal Imager Photographs the Sun in UV Light at 19.3nm Wavelength|publisher=AZonano.com|date=January 24, 2013|accessdate=February 9, 2013|archive-date=2016-04-01|archive-url=https://web.archive.org/web/20160401145502/http://www.azonano.com/news.aspx?newsID=26419|dead-url=no}}</ref>

==参考文献==
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[[Category:等离子体物理学]]
[[Category:恒星现象]]
[[Category:太阳活动]]


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