Elmi ƏSƏRLƏR, 2016, №3 (77) nakhchivan state university. Scientific works, 2016, №3 (77)

 

23 

 

NAXÇIVAN DÖVLƏT UNİVERSİTETİ.  ELMİ ƏSƏRLƏR,  2016,  № 3 (77) 

 

NAKHCHIVAN STATE UNIVERSITY.  SCIENTIFIC WORKS,  2016,  № 3 (77) 

 

НАХЧЫВАНСКИЙ  ГОСУДАРСТВЕННЫЙ  УНИВЕРСИТЕТ.  НАУЧНЫЕ  ТРУДЫ,  2016,  № 3 (77) 

 

 

RUSLAN  MƏMMƏDOV                                       

 

 

 

 

 

 

 

 

              AMEA Naxçıvan Bölməsi 

 

 

 

 

 

 

 

 

           E-mail: [e-mail] 

    UOT 539.12 

 

PARKER MODELİNƏ GÖRƏ GÜNƏŞ KÜLƏYİNİN SÜRƏTİNİN 

HESABLANMASI 

 

Açar sözlər: Günəş küləyi, proton, elektron, Parker modeli 

Keywords: Solar wind, proton, electron, model Parker 

Ключевые слова: Солнечный ветер, протон, электрон, модель Паркера  

 

Günəşdə  elektromaqnit  şüalanması  ilə  bərabər  həm  də  əsasən  proton  və  elektronlardan  ibarət 

yüksəkenerjili  hissəciklərin  axını  da  müşahidə  edilir  [1].  Günəş  küləyi  adlanan  bu  plazma  selinin 

Yer  ətrafı  kosmik  fəzada  sürəti  ~400  km/san-dir.  Günəş  küləyinin  müasir  modelini  1965-ci  ildə     

E. Parker vermişdir [3]. Stasionar sferik hal üçün qaz dinamikasının tənlikləri aşağıdakı kimi yazıla 

bilər.  

Hərəkət tənliyi: 

                                   V(r)[dV(r)/dr] = - 1/ρ(r) [dρ/dr] - G[dM

ʘ

/dt] / r

 2

                                     (1) 

burada  V(r)  -  Günəş  küləyinin  sürəti,  ρ(r)  və  p(r)  –  sıxlıq  və  təziq,  M

ʘ

  -  Günəşin  kütləsi,  G  – 

qravitasiya sabitidir. 

Maddə selinin kəsilməzliyinin tənliyi: 

                                                ρ(r)V(r)A(r) = ρ

0

 V

0

 A

0

                                                                (2) 

burada A(r) = A0(r/r0)2 – axın borusunun en kəsiyinin sahəsi, 0 indekslərlə Günəşin mərkəzindən r

0

 

məsafədə ( başlanğıc nöqtəsi) dəyişənlərin qiymətləri qeyd olunmuşdur. 

     Qazın hal tənliyi: 

                                                  p(r) = p

0

 (ρ(r)/ρ

0

)

α

                                                                      (3)               

burada α – politrop əmsalıdır  1≤ α ≤ 5/3. 

(2)  və  (3)  bərabərliklərini  (1)  tənliyinə  qoyub  r  üzrə  inteqrallayandan  sonra  (α  ≠1  üçün)  Bernulli 

tənliyin alarıq, 

V 

2

/2 - G[dM/dt]/r + [α/(α-1)] [p

0/

ρ

0

] [V

0

A

0

/VA] =  

                            =V

0

2

/2 - G[dM/dt]/r

0

 + [α/(α-1)][p

0

/ρ

0

]                                                          (4)    

Dəyişənləri əvəz edəndən sonra,  

                            Ζ = [r/r

0

] ,    u

2 

= [ρ

0

/p

0

] V 

2

/2 ,    H = G[dM/dt]ρ

0

/[r

0

p

0

]                              (5) 

(4) tənliyi aşağıdakı hala düşür: 

            u

2

 + [α/(α-1)] [(u

0

/u)/ζ 

2

)] 

α-1

 - H/ζ = u

0

2

 + [α/(α-1)] - H ≡ u

1

2

                                      (6) 

burada u

1

, r  = r

0 

 səthində sərhəd şərtlərindən asılı olan inteqrallama əmsalıdır. 

(5) və yaxud (6) tənlikləri Günəş küləyi sürətinin Günəşdən olan məsafədən asılılığını göstərir. 

Bu tənliklərin dəqiq analitik həlli yoxdur və bu məsələnin həllinə Günəşdən uzaq ( ζ>>1) və ( ζ<<1) 

yaxın məsafələrdə baxmaq lazımdır. 

a) Uzaq məsafələr  (ζ→ ∞). 

 

 

 

 

 

 

 

 

      

ζ→  ∞,  u(ζ)  qiyməti  hüdudsuz  arta  bilər  və  ya  hansısa  bir  sabitə,  və  yaxud  sıfıra  yaxınlaşa  bilər.   

u→ ∞ hal (6) tənliyinin sol tərəfinin birinci üzvü  hüdudsuz artacaq, ikinci və üçüncü üzvlər sıfıra 

yaxınlaşacaq.  Tənliyin  sağ  tərəfi  isə  u

1

2 

=  const.  Aydındır  ki,  bu  halda  (6)  tənliyinin  şərti  təmin 

olunmur. u/ζ→ ∞ → 0 halında (6) tənliyi ödənilir  

                                                    u|

ζ→ ∞

 → u

1

                                                                               (7) 

---