在說核能之前有個宇宙天文學現象『磁重聯』要先了解。它就像魔術方塊一樣，每個
單一粒子的磁矩要跟其他粒子精準接合才能傳輸能量。如果兩兩磁矩之間match的機率是
P，那可以想像N組的機率P^N機率有多小了。這也是為什麼宇宙裡的恆星形成時間都要上
億年之久。
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磁重聯（magnetic reconnection），或磁力線重聯（magnetic field line
reconnection）——也有叫「磁場重聯」的，取描述磁力線「斷開」（break）再「重新
連接」（reconnect）的物理過程的意思。這一過程早期就是用magnetic field line
broken and reconnected這樣的語言來表述的。
磁重聯的理論，在實驗室、空間、與天體等離子體物理領域裏都有重要的應用。很多「快
尺度」的大規模能量轉換過程如實驗室中磁約束等離子體的各種撕裂不穩定性（tearing
instabilities）、空間物理中太陽風等離子體與地球磁層之間的耦合、天體（太陽）物
理中耀斑（solar flares）、日冕加熱（solar coronal heating）、日冕物質拋射（
coronal mass ejections, CME）等現象，或是典型的、或是伴隨着磁重聯的物理過程。
而且基於磁重聯理論發展起來的「磁場拓撲」理論對幾何與拓撲研究也有很大的推動。
磁重聯的模型，起源於天體（太陽）物理的研究。最早的「磁重聯」概念是一位澳洲的物
理學家為解釋日耀斑現象而提出的（Giovanelli, R. G., 1946: Nature 158, 81）。但
是那時他用的terminology不是「magnetic reconnection」，而是「magnetic
annihilation」——磁「湮滅」。就是說，當兩條方向相反、相對運動的磁力線在一點「
相遇」時，會產生磁「湮滅」而放出光——用此來解釋日耀斑觀測看到的強輻射。
這個簡單的模型，開創了等離子體物理學的一個重要研究領域——磁重聯理論、實驗、與
衛星、天文觀測。以至於最近美國專門以磁重聯研究為主要目的連續發射了五顆衛星（即
所謂THEMIS計劃）。什麼叫「原創性研究」（original work）？Giovanelli的這個工作
就是典型的例子。
當然，現在看來這個模型還非常粗糙。不過，開創性的工作常常是簡單的、但是抓住了關
鍵。
當然，現在看來這個模型還非常粗糙。
首先，通過現代計算機模擬我們可以看到，磁力線的電磁「湮滅」是在真空中發生的現象
。即磁力線只有在真空中才能以光速運動並「湮滅」。而在等離子體中，因為要「攜帶」
環繞其旋轉的帶電粒子（特別是離子）一起運動，所以磁力線是有「質量」的，即使是電
磁擾動引起的磁力線運動，其速度相比光速來說也是緩慢的——大約在Alfven速度的數量
級。因此，後來人們改用「reconnection」來代替「annihilation」。
而且我們知道，磁場的散度為零，所以磁力線是不會「斷開」的（至少在真空中）。實際
上，在等離子體的理想磁流體（ideal magnetohydrodynamics, or ideal MHD）近似下，
等離子體與磁力線是「凍結」（frozen in）在一起運動。形象地說，就如我們小時候喜
歡吃的「棒冰」的冰凍結在中間的棍上一樣。更準確的比喻是串在中間的杆兒上的算盤珠
：可以很容易的沿着杆兒運動或者「迴旋」運動，但是沒法「跨越」這一根杆兒到另一杆
兒上去。當然，如果等離子體中有不均勻性，還是會產生橫越磁力線的「漂移」（drift
），但是如果磁場限制在有限的體積內，這種「漂移」運動仍然限於同一磁力線所螺旋纏
繞成的磁面上：不過是「抄近路」到同一磁力線的另一部分而已。就像調皮的孩子在螺旋
滑梯上直線地從「一層」跳到「另一層」。
理想磁流體的這一重要性質可以用來實現在物理測量上「追蹤」（tracing）磁力線（A.
Newcomb, 1960: Ann. Phys. (N.Y.) 10, 232）；並且保證了磁力線在其演化過程中拓撲
性質不變。這種不變性對應的守恆量叫做「磁螺旋度」（magnetic helicity），定義為
磁矢勢A與磁感應強度B的點乘積的空間積分（一般積分域為一條「磁力管」）。
當等離子體中的耗散效應（比如電阻）很小的時候，也就是說，磁力線在等離子體中的擴
散時間遠大於磁力線運動的特徵時間、或者耗散效應起顯著作用的特徵空間尺度遠小於磁
場變化的特徵空間尺度，上述性質還可以繼續應用。所以對於空間以及實驗室中的磁約束
等離子體來說，理想磁流體的這些性質基本上都是適用的。
但是，當兩條磁力線足夠接近，到了「非理想」效應（non-ideal effects，比如耗散或
者其它破壞理想磁流體條件的動理學效應如有限Larmor半徑等效應）顯著影響物理過程的
尺度，隨它們一起運動的「等離子體元」便分辨不出自己到底屬於哪一條磁力線。這可以
有兩種情況：或者（當碰撞很弱的時候）兩條磁力線之間的距離小於帶電粒子環繞磁力線
運動的迴旋半徑（Larmor半徑）；或者（當碰撞足夠強的時候）一條磁力線上的電子被「
碰出」自己的迴旋軌道後可以被另一條磁力線「捕獲」，甚至完全「丟失」了（不知道跑
到那條磁力線上去了）。
這時反過來我們也可以說（因為我們只能做粒子運動的測量）磁力線「丟失」了自己的
identity，也就是說我們無法identify磁力線了。人們把這個磁力線「迷失」的區域叫做
「擴散區」（Diffusion Region）。因此，在這個區域裏磁場的拓撲可以發生改變。一旦
這種改變發生，「走出」這個「擴散區」的磁力線就已經不再是原來的磁力線了。它們之
間的連接形式發生了「重組」。我們把這個磁力線進入擴散區、「迷失」、重新連接，最
後「走出」擴散區的整個過程，叫做「磁力線重聯」或者簡稱「磁重聯」。顯然，磁重聯
伴隨着磁場拓撲的變化（比如等離子體中的撕裂模就是一種典型的磁重聯過程，「撕裂」
就有原來磁場拓撲被改變的意思），因此導致磁場能量的快速釋放。所以實驗室、空間、
天體等離子體中很多快過程、特別是「突發」（Onset）過程，如太陽耀斑、日冕物質拋
射、磁暴（Magnetic Storms）、磁層亞暴（Magnetosphere Substorms）、鋸齒崩塌（
Sawtooth Collapses）、破裂不穩定性（Disruptions）等都與磁重聯有關甚至是磁重聯
主導的物理過程。