Magnetic reconnection in current sheets is a magnetic-to-particle energy conversion process that is fundamental to many space and laboratory plasma systems. In the standard model of reconnection, this process occurs in a minuscule electron-scale diffusion region1,2. On larger scales, ions couple to the newly reconnected magnetic-field lines and are ejected away from the diffusion region in the form of bi-directional ion jets at the ion Alfvén speed3-5. Much of the energy conversion occurs in spatially extended ion exhausts downstream of the diffusion region 6 . In turbulent plasmas, which contain a large number of small-scale current sheets, reconnection has long been suggested to have a major role in the dissipation of turbulent energy at kinetic scales7-11. However, evidence for reconnection plasma jetting in small-scale turbulent plasmas has so far been lacking. Here we report observations made in Earth's turbulent magnetosheath region (downstream of the bow shock) of an electron-scale current sheet in which diverging bi-directional super-ion-Alfvénic electron jets, parallel electric fields and enhanced magnetic-to-particle energy conversion were detected. Contrary to the standard model of reconnection, the thin reconnecting current sheet was not embedded in a wider ion-scale current layer and no ion jets were detected. Observations of this and other similar, but unidirectional, electron jet events without signatures of ion reconnection reveal a form of reconnection that can drive turbulent energy transfer and dissipation in electron-scale current sheets without ion coupling.

Abstract We survey 20 reconnection outflow events observed by Magnetospheric MultiScale in the low- β and high-Alfvén-speed regime of the Earth’s magnetotail to investigate the scaling of ion bulk heating produced by reconnection. The range of inflow Alfvén speeds (800–4000 km s −1 ) and inflow ion β (0.002–1) covered by this study is in a plasma regime that could be applicable to the solar corona and flare environments. We find that the observed ion heating increases with increasing inflow (upstream) Alfvén speed, V A , based on the reconnecting magnetic field and the upstream plasma density. However, ion heating does not increase linearly as a function of available magnetic energy per particle,  m i V A 2  . Instead, the heating increases progressively less as  m i V A 2  rises. This is in contrast to a previous study using the same data set, which found that electron heating in this high-Alfvén-speed and low- β regime scales linearly with  m i V A 2  , with a scaling factor nearly identical to that found for the low- V A and high- β magnetopause. Consequently, the ion-to-electron heating ratio in reconnection exhausts decreases with increasing upstream V A , suggesting that the energy partition between ions and electrons in reconnection exhausts could be a function of the available magnetic energy per particle. Finally, we find that the observed difference in ion and electron heating scaling may be consistent with the predicted effects of a trapping potential in the exhaust, which enhances electron heating, but reduces ion heating.

Abstract We report observations of multiple subscale reconnecting current sheets embedded inside a large-scale heliospheric current sheet (HCS) reconnection exhaust. The discovery was made possible by the unusual skimming trajectory of Parker Solar Probe through a sunward-directed HCS exhaust, sampling structures convecting with the exhaust outflows for more than 3 hr during Encounter 14, at a radial distance of ∼17 solar radii. A large number of subscale current sheets (SCSs) were detected inside the HCS exhaust. Remarkably, five SCSs showed direct evidence for reconnection, displaying near-Alfvénic outflow jets and bifurcated current sheets. The reconnecting SCSs all had small magnetic shears (27°–81°), i.e., strong guide fields. The thickness of the subscale reconnecting current sheets ranged from ∼60 km to ∼5000 km (∼20–2000 ion inertial lengths). The SCS exhausts were directed predominantly in the normal or out-of-plane direction of the HCS, i.e., nearly orthogonal to the HCS exhaust direction. The presence of multiple low-magnetic-shear reconnecting current sheets inside a large-scale exhaust could be associated with coalescence of multiple large flux ropes inside the HCS exhaust. The orientation of some SCS exhausts was partly in the ecliptic plane of the HCS, which may indicate that the coalescence process is highly three-dimensional. Since the coalescence process is likely short-lived, the detection of five such events inside a single HCS crossing could imply the common occurrence of flux rope coalescence in large-scale HCS reconnection exhausts.

Abstract Electrons are accelerated to high, nonthermal energies during explosive energy-release events in space, such as magnetic reconnection. However, the properties and acceleration mechanisms of relativistic electrons directly associated with the reconnection X-line are not well understood. This study utilizes Magnetospheric Multiscale (MMS) measurements to analyze the flux and spectral features of subrelativistic to relativistic (∼80–560 keV) electrons during a magnetic reconnection event in Earth’s magnetotail. This event provided a unique opportunity to measure the electrons directly energized by the X-line as MMS stayed in the separatrix layer, where the magnetic field directly connects to the X-line, for approximately half of the observation period. Our analysis revealed that the fluxes of relativistic electrons were clearly enhanced within the separatrix layer, and the highest flux was directed away from the X-line, which suggested that these electrons originated directly from the X-line. Spectral analysis showed that these relativistic electrons deviated from the main plasma sheet population and exhibited an “ankle” feature similar to that observed in galactic cosmic rays. The contribution of “ankle” electrons to the total electron energy density increased from 0.1% to 1% in the separatrix layer though the spectral slopes did not exhibit clear variations. Further analysis indicated that while these relativistic electrons originated from the X-line, they experienced a nonnegligible degree of scattering during transport. These findings provide clear evidence that magnetic reconnection in Earth’s magnetotail can efficiently energize relativistic electrons directly at the X-line, providing new insights into the complex processes governing electron dynamics during magnetic reconnection.