磁雷诺数（Magnetic Reynolds Number），来自于雷诺数的定义。不同的是，雷诺数表征的是普通流体的动力学特征，而磁雷诺数表征的是磁流体的动力学特征。根据理想的磁流体力学方程组，经过一系列的计算、简化，我们可以得到：αB/αt=□×(u×B)+η■B

在磁流体力学中，磁雷诺数定义为：

其中，和分别是系统的特征尺度和特征速度，是磁扩散率。

如果磁雷诺数远远小于1，则磁流体力学中的磁感应方程

退化为扩散方程

此时等离子体会表现出磁扩散效应。

如果磁雷诺数远远大于1，则磁流体力学中的磁感应方程退化为冻结方程

此时等离子体会表现出磁冻结效应。

小磁雷诺数是指磁雷诺数十分小的情况（远小于1）.这时候，等式右边的第二项远大于第一项，磁流体中的磁场耗散效应明显，磁场冻结效应可以忽略。

所谓磁场耗散效应，是指随着时间的推移，磁场会在空间上发生扩散，经过一定的时间后，磁场的原始结构就会遭到彻底破坏，磁场位形被彻底打乱。

它所对应的磁雷诺数很大。根据观测，太阳耀斑的特征时间约为100-3600S，而特征长度只有0-60m。这表明，耀斑产生的日冕内的等离子体，是充分碰撞的等离子体。根据耀斑产生的特征时间和特征长度，就可以计算出日冕内的磁雷诺数是很大的。

与小磁雷诺数的情况正好相反，如果上面的公式第一项远远大于第二项，那么磁雷诺数就会远大于一。这个时候，磁场的冻结效应就会比耗散效应明显的多，磁场的行为主要由磁冻结主导。

所谓的磁冻结，就是指，在磁雷诺数很大的情况下，磁场基本随着磁流体运动，磁力线基本与流场的流线保持平行。如果流场发生变化，那么，磁场分布也会在十分短的时间内发生相应的变化。这在平常看起来，似乎不可思议，但是，理论计算和实际观测，都证实了磁冻结效应的存在。

我们所研究的从太阳日冕到地球磁层的广泛空间中，大磁雷诺数出现的情况比小磁雷诺数出现的情况多得多。很多情况下，我们都使用大磁雷诺数也就是磁冻结效应进行科学分析。

由于卫星只能观测到太阳表面视向磁场的大小，而不能观测到三维空间中另外两个磁场分量的大小。因此，这种情况给我们的研究带来了很多不变。于是，人们利用磁冻结的假设以及磁流体力学模型，发展出了很多磁场外推的模型（如CSSS模型等）。根据这些模型，我们不仅可以根据卫星数据推断出太阳表面的矢量磁场的情况，还可以得到从太阳一直向外延伸的所有的磁场分布情况。一直到今天，这些外推的结果，与我们的间接观测都能很好的吻合。在观测手段有限的今天，磁场外推给我们推测太阳磁流体力学演化特征、分析日冕物质抛射等太阳爆发行为，带来了很大的方便。