磁重联指相反方向的磁场相互靠近时发生的磁场湮灭现象，是等离子体中的一种基本物理过程。除了改变磁场拓扑连接性外，磁重联能瞬间释放大量的磁能，有效加热等离子体和加速带电粒子。目前，很多天体爆发活动都被认为与磁重联密切相关，比如，太阳耀斑、超新星遗迹激波、类星体喷流、伽马射线暴和快速射电暴等。

太阳耀斑和日冕物质抛射（CME）是太阳系中最剧烈的能量释放现象，对近地空间环境的安全有着重要的影响。经过过去几十年的努力，直到本世纪初，人们才确定了所谓的二维标准CME-耀斑模型（详见Lin-Forbes2000）。该模型认为CME和耀斑之间会形成一个被拉伸的片状电流结构，发生在电流片中的磁重联是驱动整个爆发的关键。这一物理图像过去得到了许多观测的证实和反复检验。

虽然确定了磁重联在太阳爆发中的核心作用，但是人们对磁重联释能的具体机制依然不清楚，其问题的关键在于上述二维标准CME-耀斑模型是基于稳态的磁重联理论。然而，最新的理论研究表明三维磁重联与二维磁重联有着本质的区别，比如三维磁重联可能会与湍流高度耦合，从而发展成为湍动磁重联。更重要的是，最近的高分辨太阳观测发现了大量高度动态演化的耀斑精细结构（图1），也对二维标准模型提出了严峻的挑战。

图1标准CME-耀斑模型（左）；典型耀斑边缘视角观测（中）；典型耀斑正面视角观测（右）。

近日，南京大学天文与空间科学学院程鑫教授团队在国际上首次成功实现了自洽的超高精度耀斑电流片三维湍动磁重联数值模拟。依托大规模超级计算机，该模拟不仅精准实现了三维湍动磁重联的详细物理过程，而且成功复现了耀斑不同视角下的精细结构（图2）。详细的分析揭示了耀斑电流片中湍动磁重联形成的物理因果链：电流片中的扭曲不稳定性、撕裂膜不稳定性和开尔文-亥姆霍兹不稳定性的联合作用使原来均匀的电流片被打碎为各种大小尺度不同的电流碎片，最终诱发电流片中磁场的各种起伏，从而形成湍动磁重联。由于磁重联的湍动性，耀斑环上方的重联出流在空间和时间上都表现出极大的差异，因此导致了各种精细结构。该模拟革新了人们对耀斑能量释放过程的认识，是一种从传统二维模型到三维湍动磁重联模型的范式转变，为未来更高精度的耀斑观测提供了一定的理论支持。

图2耀斑三维湍动磁重联结构（左）；边缘视角模拟合成图（中）；正面视角模拟合成图（右）。

该工作以题为“Three-dimensional Turbulent Reconnection within the Solar Flare Current Sheet”于2023年9月7日发表于天文学国际一流期刊The Astrophysical Journal Letters杂志（https://iopscience.iop.org/article/10.3847/2041-8213/acf19d）。文章第一作者为南京大学天文与空间科学学院王雨雷副研究员，通讯作者为程鑫教授，丁明德教授与德国马克斯普朗克太阳系研究所朱晓珏研究员为本工作提供了重要建议，国家超算济南中心刘召远博士和中国科学技术大学刘健副教授提供了计算支持。该工作受国家重点研发计划和国家自然科学基金支持，计算资源由国家超算济南中心提供。