通过 3D-MHD 湍流直接数值模拟建模太阳活动区的统计特性

利用 SOHO 及其他仪器获取的磁图视线数据，研究了太阳光球层湍流磁场（尤其是活动区，ARs）的统计特性（参见例如 Abramenko 等人 (2002, 2003)，Abramenko 和 Yurchyshyn (2010)）。这些研究包括结构函数及其指数、平坦度曲线和相关函数。在这些工作中，结构函数指数 ($\zeta_p$) 对结构函数阶数 ($\it{p}$) 的依赖关系是使用非间歇性 K41 模型进行建模的。现已众所周知，活动区具有高度湍流特征并与强烈的间歇性事件相关。在本文中，我们将 Abramenko 等人 (2003) 的部分观测结果与用于模拟间歇性 MHD 湍流的对数泊松模型 (Biskamp 2003) 进行了比较。接下来，我们分析了在三种情况下从均匀、不可压缩 3D-MHD 湍流的直接数值模拟 (DNS) 中获得的结构函数数据：持续强迫、自由衰减以及初始受驱动随后允许衰减的情况（情况 3）。相应的 DNS 复现了活动区 $\zeta_p$ 随 $\it{p}$ 变化图中所见的特性。我们还重现了在活动区的平坦度 [Abramenko 和 Yurchyshyn (2010)] 和相关函数 [Abramenko 等人 (2003)] 中观测到的间歇性趋势和变化。该分析表明，耀斑起始阶段的活动区在其最简单形式下可被视为受迫 3D-MHD 湍流系统，而耀斑阶段则代表了衰减的 3D-MHD 湍流。此外还推断，从耀斑初始起始阶段到最终峰值耀斑阶段间歇性的显著变化，与系统达到初始起始阶段所需的时间有关。