太阳耀斑中能量释放的一种合理机制是MHD不稳定性和磁重联之间的正反馈，它们之间相互加强，导致能量从磁场中失控地释放。因此，MHD不稳定性可能是太阳耀斑爆发的必要条件。前人研究提出了太阳耀斑爆发时电流驱动的不稳定性——环面模式（torus）和扭结(kink)模式，但这两种不稳定性与耀斑初始触发的关系依旧不清楚，所以还没有基于MHD不稳定性的耀斑预测模型。Ishiguro and Kusano (2017)提出双拱不稳定性（double-arc instability ，DAI）可能是导致耀斑初始触发的原因。DAI由施加在日冕载流磁环的洛伦兹力驱动的，与环面不稳定性类似，但与其不同的是DAI明确地解释了磁重联的触发效应。如图1所示，双拱不稳定性始于两个剪切磁环之间的小尺度磁重联，这一过程将形成携带磁自由能的双拱磁环，称为“触发重联”。随着不稳定性的发展，双拱磁环将向上运动，导致进一步的磁重联，形成不稳定性的正反馈，释放双拱磁环的自由能。当双拱的极向磁通量与覆盖其上的稳定磁场的磁通量的比值
超过一个临界值
（～0.1）之后，就会触发双拱不稳定性，这一条件是触发双拱不稳定性的充分必要条件。基于这一判据，Kusano等提出了一个新的耀斑预测模型，称之为
。
图1 太阳耀斑磁能释放过程示意图（Veronig, 2020）
在使用该模型预测耀斑时，需要根据光球磁图外推出活动区上方的日冕磁场，并根据得出的磁场计算沿磁中性线（PIL）不同位置处不稳定性发生的最小临界尺度rc和通过不稳定性可以释放的磁能Er。其中rc为满足判据
的临界半径，其值越小意味着PIL附近磁场剪切越严重，磁场越不稳定，DAI越容易发生，耀斑越容易爆发。作者首先用该模型对活动区（AR）12673进行了分析。分析发现，在该活动区9月6日两个大耀斑发生前都满足rc< 1Mm且Er> 1032erg（图2）的条件，这说明当满足该条件时大耀斑将会发生。耀斑发生后，rc重新上升到1 Mm以上，说明耀斑爆发后该区域磁场又逐渐变得稳定。
图2 软X射线光变曲线和AR 12673
的分析结果。（A）软X射线光变曲线（B）触发重联的最小临界尺度rc的时间演化（A,B）中两条竖线分别标示两个X级耀斑的触发时刻Sep 6 08:57 UT（X2.2） 和Sep 6 11:53 AUT(X9.3) (C,D) 高自由能区域磁中性线上所有点的rc和Er （Kusano et al., 2020）
图3 2006年至2019年间观测到的活动区统计结果。（A）没有爆发X2级以上耀斑的活动区 （B）爆发过X2级以上大耀斑的活动区（Kusano et al., 2020）
2014年10月AR12192活动区的两个X2级以上大耀斑在爆发前都没有出现满足X级耀斑触发条件的情况（见图3B），说明耀斑预测方法对该活动区大耀斑不适用。该活动区产生了多个大耀斑，其中有6个X级耀斑，这些大耀斑有一个共同点是都没有伴随日冕物质抛射。Kusano et al. (2020) 对该活动区大耀斑预测的失败，说明对不伴随日冕物质抛射的约束耀斑(confined flares)的预测还有特殊的困难。这可能是由于约束耀斑重联发生在相对高的日冕或者上面有强磁场束缚爆发。
预测太阳耀斑是一项非常具有挑战性的任务。这个物理过程非常复杂，涵盖了大范围的空间尺度，而目前却缺乏日冕磁场这样的关键参数。并且，耀斑具体内禀的随机特性也是不能被排除的。尽管如此，研究者还是提出了解决这个问题的各种方法。于2019年12月初光观测的4米口径井上太阳望远镜(DKIST)将提供高分辨率的太阳磁场测量以及对耀斑研究至关重要的日冕磁场的测量。这些关键数据可以帮助我们更好地理解太阳耀斑的物理过程，更准确地确定太阳耀斑的触发条件，为太阳耀斑预测提供重要的观测支持。
【致谢：感谢中科院国家天文台李婷研究员和比利时鲁汶大学阮文治博士的宝贵修改建议。】
主要参考文献
Kusano K, Iju T, Bamba Y, et al. A physics-based method that can predict imminent large solar flares[J]. Science, 2020, 369(6503): 587-591.（链接）
Ishiguro N, Kusano K. Double arc instability in the solar corona[J]. The Astrophysical Journal, 2017, 843(2): 101.（链接）
Veronig A M. Can we predict solar flares?[J]. Science, 2020, 369(6503): 504-505.（链接）
（撰稿：闫丽梅/地星室）
