概述
太陽耀斑爆發
太陽大氣層中的突然爆炸，在短短几分鐘內釋放出相當於數十億顆核子彈的能量。耀斑的起因是太陽磁場突發的重新排布。這些磁場從太陽表面向上拱起，可以通過在磁場束縛下的發光氣體來追尋它們的蹤跡。 2003年10月底11月初，科學家目睹了一場有記錄以來最大的太陽耀斑(solar flare)爆發。這些帶電粒子大規模地傾瀉而出，即使在地球以及地球周圍的空間裡也顯而易見——這裡距離源頭整整有1.5億千米遠。舉例來說，突擊到我們鄰近空間中的粒子，它們的轟擊有時會非常強大，以至於許多科學衛星和通信衛星不得不暫時關閉，少數還遭到永久性的損傷。同樣，國際空間站的太空人也面臨著危險，不得不到空間站上防護相對較好的服務艙中尋求庇護。
在地球上，定期航班避開了高空航線，因為在那裡，飛行員可能會遇到無線電通訊方面的問題，乘客和乘務人員可能吸收到的輻射劑量令人擔憂。電網也不得不嚴格監控電涌(surge)。儘管有了這些努力，瑞典南部的5萬戶居民還是短暫地失去了電力供應。
幸運的是，即使與最糟糕的太陽風暴狹路相逢，地球的磁場和大氣層也可以保護地球上絕大多數的人免遭蹂躪。但是社會對科技的依賴日益加深，使得在某種程度上，幾乎每個人都容易遭受攻擊【參見《科學美國人》2001年4月號詹姆斯·L·伯奇所著《太空風暴的怒吼》一文。在大耀斑爆發的過程中，最大的潛在破壞來自那些高速射離太陽外層大氣的物質——在空間物理學家的術語中，它們被稱為“日冕物質拋射(coronal mass ejections)”。其中一些拋射事件會將巨量的電離氣體送入與地球相撞的軌道中，就像2003年多次異常巨大的耀斑爆發那樣。
命名
儘管科學家一直想弄清楚是什麼引起了耀斑爆發和日冕物質拋射（它總是伴隨著眾多耀斑出現），但只有在大約最近十年中，觀測才達到足夠的水準，足以揭露出它們的紛繁複雜，闡明它們背後的物理機制。這多虧了20世紀90年代引入的一些新技術。結果證明，問題的關鍵在於磁力線突然的重新排布，這種現象被稱為磁重聯(reconnection)。難以捉摸的磁場
日常現象
-耀斑後環即耀斑出現之後的磁拱，有時會在頂部出現一個明顯的尖角。發光氣體的這種幾何形狀，反映出這部分磁場的收縮過程。這種收縮可以引發磁重聯，這正是驅動耀斑爆發所必需的。它們可以在之後的幾天內，一直維持著明顯的形態。 地球上的天氣，雖然複雜，但至少是由常見的過程——陽光加熱、氣壓差異和風況變化產生的。因此，大部分人都能靠直覺感受到天氣變化的原因。比如，為什麼某天天氣晴朗，第二天卻會下雨。相反，太陽耀斑以及“空間天氣（space weather）”的其他方面卻與磁場和氣體之間的相互影響有關。那些氣體熾熱得足以使自身電離，也就是說，組成氣體的原子被剝去了電子。
我們無法直接觀察到這種相互作用，也難以形成圖像思維；即便對專家來說，也是如此。這些玩意兒是如何產生太陽耀斑的？最主要的觀點——磁重聯可以追溯到20世紀五六十年代。不過支持它的觀測證據卻姍姍來遲，遲到如此之久，以致一些空間物理學家都要開始懷疑這種理論的價值了。
科學猜測
科學家基本都同意，耀斑所釋放的能量最初一定被貯存在太陽的磁場之中。這個猜測來源於這樣一個事實：耀斑都是從太陽表面那些所謂的“活躍區域”中爆發出來的，那裡的太陽磁場遠遠強於平均水平。太陽黑子sunspot）的存在使這些區域最容易被辨認出來。看似黑暗的斑塊包含著太陽上最劇烈的磁場。在這些區域中，磁力線從表面延伸到太陽的外層大氣——日冕（corona）之中，向上彎起，形成寬闊的磁拱（譯註：磁拱，即磁力線彎成環形所構成的拱門狀結構），其中束縛著“熾熱”的氣體——我是說真正的熾熱：高達幾百萬開爾文（kelvin，熱力學溫標，一開爾文等於一攝氏度，但開爾文溫標的零點等於-273.15攝氏度）。這樣的溫度高得足以使被困的氣體發射出遠紫外線輻射和X射線【參見《科學美國人》2001年6月號博拉·N·德維韋迪和肯尼思·J·H·菲利普斯所著《太陽耀斑的矛盾》一文】。活動區域中偶爾爆發的耀斑就起源於這樣的磁場構造，這種構造使磁拱中的氣體溫度被加熱到異乎尋常的高——在1,000萬到4,000萬開爾文之間。除了耀斑和強磁場之間的大致聯繫以外，這些活動的運作過程始終非常模糊。例如，天文學家漸漸地了解到，與耀斑牽扯在一起的磁拱和熾熱氣體，與活動區域其他位置的構造雖然看起來非常相似，但它們之間也許存在著相當大的差異。近14年前，這種差異的第一個標誌在日本陽光號(Yohkoh)衛星所做的測量中嶄露頭角。陽光號所拍攝的太陽耀斑照片，探測波長可以延伸到中高能X射線的範圍，這使它成為了第一艘有能力看到超熾熱氣體的空間探測器。在它觀測的一些事件中，磁拱的頂部出現了一個奇怪的尖角，尖頂式外形就像哥德式拱門（Gothic arch）一樣，而通常的磁拱頂部是圓弧形的。
在檢查陽光號拍攝的照片時，當年日本東京大學的一位研究生增田智(Satoshi Masuda)發現，1992年出現的一個耀斑的尖頂區域，發出了一團異常巨大的、能量較高(波長較短)的X射線。他推斷，源頭是一團異常熾熱的氣體（溫度約為1億開爾文），這樣才會在波長較短的X射線波段中明亮地發光。或者，某些東西可能已經將這片區域中的電子加速到極快的程度，當它們撞上周圍氣體中的離子，突然減速時，就會發出X射線。
問題引出
兩種可能性中的任何一種都令人費解。如果這種氣體確實那么灼熱，那它是如何被限制在這么小的一個點上？假如X射線來源於被加速的電子與離子的衝撞，那為什麼這些輻射會從磁拱頂部附近一個緻密的源頭髮出，而不是剛好從氣體密度最高的底部發出呢？為了解開這些謎題，空間物理學家需要一些測量方法，將熾熱氣體和被加速電子的效果區分開。而且，為了理解相應的活動是何時何地發生的，他們需要在整個X射線和伽馬射線波段中，頻繁地拍攝太陽輻射的照片。增田智發現那團X射線以後的近十年中，觀測信息的缺乏一直阻礙著研究者，直到2002年，美國航空航天局（NASA）發射了拉馬第高能太陽分光鏡成像探測器（Ramaty High Energy Solar Spectroscopic Imager，簡稱RHESSI），現在它已經在某些耀斑中拍到了尖頂區域的精細圖像。通過這些觀測，RHESSI提供了令人信服，而且是確鑿無疑的決定性證據。它證實了磁重聯就是產生耀斑和日冕物質拋射的原因。
磁力線的交錯
“電漿”
想要理解磁重聯事件確切的發生過程，首先必須大致了解一下，不可見的磁拱如何束縛住太陽大氣層中的熾熱氣體。把這樣的氣體稱為“電漿”（plasma）更為恰當，因為它主要是由相互分離的電子和質子構成，這意味著它是導電的。因此，電場可以推動這些帶電粒子沿著電力線運動，產生電流。磁場也會對這樣的帶電粒子施加作用力，使它們繞著磁力線盤鏇。儘管電子和質子都被迫以這種方式繞著磁力線鏇轉，但是它們可以沿著這些磁力線的延伸方向相對自由地移動。我所說的“相對”，是指假如帶電粒子朝著磁力線匯聚的方向運動，就會遭遇一種阻力。舉例來說，從磁拱的頂部下降到底部的過程中，當一個粒子靠近迴路的“足點”（foot point，是指磁力線會聚的地方，那裡的磁場更為強烈），它的速度就會減慢。最終，越來越強的磁場會使這個電子或質子停滯下來，再將它反推回去。這個過程就好像將網球扔向床墊。床墊中的彈簧會阻止網球的下墜，最終將它反彈上去。不過在這個例子中，網球的動能會被暫時地轉移給彈簧，而太陽上的帶電粒子則不同，它們並沒有將自身的能量轉移給磁場。相反，它們向下運動的能量被轉移到盤鏇運動上，增加了它們圍繞磁力線鏇轉的頻率。通過這種方式，一個磁拱的兩個足點就像反射鏡一樣，將質子和電子來回反射。對帶電粒子來說，磁拱實質上已經成為一個巨大的陷阱。
簡單解釋
讓人吃驚的是，電漿本身也可以對束縛著它的磁場產生影響。因為作為一片帶電粒子的海洋，電漿可以容納電流。在任何存在電壓差來驅動電流的地方，電流都可以出現。在更為常見的電路中，比如在一個手電筒中，電池提供了驅動電壓。在太陽上，沒有類似電池的東西存在，但是磁場的變化造成了電壓差，由此產生電流(這裡依據的原理，與使發電機運轉的原理相同)。這些電流會產生新的磁場，使事情變得更加複雜。這種效應，再加上磁場足點變換不定的移動趨勢，太陽大氣層中高度扭曲的磁場形成了一整套的變化模式。這些磁場蘊含著可觀的磁場能量，成為太陽耀斑的能量源泉。到此為止，我們描述的還只是一些基本的物理原理，這是科學家早已了解了幾十年的東西。當有人試圖確切解釋，這些磁場能量如何被轉變為熱能、加速粒子、拋射物質的時候，問題就出現了。一種可能的解釋只是簡單地出於對電路的考慮：任何電路都不能僅由它所攜帶的電流和驅動電荷流動的電壓來描述，它還與其中存在的電阻有關。舉例來說，燈泡中的燈絲為流經的電流提供了電阻，將電能變成光和熱消耗掉。太陽的大氣層也提供了電阻，因為組成電流的帶電粒子有時會相互碰撞，阻礙它們運動，使物體升溫。此外，驅動電流的電壓也擁有一個與之相伴的電場。如果這個電場夠強大，電子和離子就會被加速到某種程度，足以脫離熾熱的電漿。高溫和高能粒子，這正是太陽耀斑的組成部分。
可惜，這種簡潔的解釋沒能很好地經受住精細的檢查。因為日冕中的電阻通常相當低——低到無法解釋太陽耀斑增亮時的爆發速率。而且，就算電阻較高，所需的磁場能量如何能集中在一個地方，又如何在一場突如其來的爆發中釋放，仍然難以解釋。研究者幾十年前就得出結論：一個可以驅動簡單、孤立電流的電壓，無法足夠迅速地加熱太陽大氣層，或者製造出一個足以形成耀斑的被加速的粒子流。
多年來，空間物理學家提出了各式各樣更為複雜的想法：他們推測，耀斑是許多不同電流匯聚的結果，或是一大團狂暴的電漿波動和與之相伴的隨機電場的產物。如此特殊的組合也許具備產生耀斑的能力，但這些機制無法解釋所有的觀測數據，尤其是日冕物質拋射的傾向性：它們經常與大耀斑同時出現。一個更有發展前景的理論不僅涉及電場的動力學，還與對應的磁場有關。所以，讓我更詳細地描述一下磁場的物理性質好了。
磁場的物理性質
磁場擁有一個與生俱來的方向。例如，在一塊條形磁鐵周圍，磁力線會從北磁極指向南磁極。如果兩個平行但方向相反的磁場在電漿中被放置在一起，電流就會在它們之間形成，形狀就像一塊平板。大多數人習慣於把電流想像成一維空間，比如一根電線中流動的電荷，但在太陽上，整個大氣層都是導電的，沒有什麼能阻止電荷在二維平面中流動。由於電阻消耗了平面中的電流，這些反向磁場中蘊含的能量就會隨著時間流逝而減少。1956年，已故的彼得·艾倫·斯威特(Peter Alan Sweet)當時還在英國倫敦大學天文台工作，他意識到，如果方向相反的磁力線確實斷裂開來，再在它們之間的電流片(譯註：形如一塊薄片的電流)中重新結合，即重新連線起來，磁場中能量的下降就會迅速得多。結果，兩個相反的磁場就會在一場能量爆發中相互抵消，就好像物質與反物質的湮滅。相鄰的磁場和其中包含的電漿就會從兩側湧入電流片。這種現象的物理過程就是：由先前斷開的磁力線連線而成的新磁場，將和電漿一起，被拋出電流片的兩端。20世紀50年代末60年代初，美國芝加哥大學的尤金·N·帕克(Eugene N. Parker)研究出了描述這種過程的數學方法。這一過程現在被稱為“斯威特—帕克磁重聯”。
但是這樣的重聯還是無法完全解釋耀斑爆發的具體過程，因為磁力線的重新排布進行得太慢，無法說明能量釋放的驚人速率。來自美國麻薩諸塞州埃弗雷特市艾弗寇—埃弗雷特研究實驗室的哈里·E·佩斯奇克(Harry E. Petschek)意識到了新模型的這個缺點；1963年，他致力於這個問題的研究，並確定在特定的環境下，重聯發生的速度要遠遠超過斯威特—帕克磁重聯的速度。他所分析的這種現象，現在被稱為“佩斯奇克重聯”或者“快重聯”。相對地，斯威特和帕克最先描述的現象就被稱為“慢重聯”。
眼見為實
不論在快重聯還是慢重聯中，電流片的厚度都是微不足道的——只有幾米。對今天這代設備來說，這么小的尺度在觀測太陽時是無法分辨出來的。不過，兩種過程都能產生一個可以被檢測到的重要現象：磁場在不同區域中形成。現代空間探測器拍攝的圖片是否已經揭露出這種泄露天機的特徵了？或許吧。
介紹Wind飛船跨越1997年5月15日磁雲邊界層時的觀測分析結果，分析發現，Wind飛船在距地球約190個地球半徑處於07:35～08:50UT期間觀測到一個磁重聯耗散區，主要的磁重聯信號包括：
（1）重聯反向流在08:10UT附近被觀測到，速度分別為≈65和41km/s，其夾角為≈142°；
（2）Hall磁場被觀測到，如x-z平面外的Hall磁場是疊加在約為≈2nT的稱引導場上的-B_y和+B_y，幅度達≈7.0nT，大約為總磁場的41%；
（3）重聯區內ALfven漲落明顯增強，特別在前邊界（0735UT）附近可看到慢模性質的界面；
（4）離子在重聯層內明顯加熱，溫度快速增大達3倍，電子也加熱，但不如離子顯著。
根據尾瓣持續磁重聯的特徵，首先利用Cluster星簇測量的近地磁尾電漿密度、溫度、整體運動速度、磁場等數據，確認尾瓣磁重聯過程的存在；其次，利用GOES,LANL等同步高度衛星數據，極光數據以及地面觀測的AE指數等描述亞暴突發（onset）現象；結合上述兩方面的觀測，進而分析研究了尾瓣持續磁重聯和磁層亞暴的相關性和時序關係，確認了尾瓣持續磁重聯是行星際磁場持續南向期間亞暴膨脹相突發的原因。
