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



Yüklə 1,43 Mb.

səhifə13/43
tarix30.12.2017
ölçüsü1,43 Mb.
1   ...   9   10   11   12   13   14   15   16   ...   43

 

24 


 

və bu zaman (6) tənliyinin sol tərəfinin birinci və üçüncü üzvləri sıfıra yaxınlaşır və 

                                        u/

ζ→ ∞


 → u

0

/ζ 



2

 [α/(α-1)] [1/u

1

2

 ] 



[1/(α-1)]

 .                                              (8) 

Beləliklə,  (6) tənliyinin  həllinin uzaq məsafələrdə  iki qolu  var:  yuxarı qol  -  ( u→ u

1

) və aşağı 



qol  -  (u→  0).  Fiziki  baxımdan  qəbul  oluna  bilən  həlli  seçmək  üçün  bu  həllərə  uyğun  gələn 

plazmanın sıxlığını hesablamaq lazımdır. (2)-dən alınır ki,  

 

                                             ρ(r) = ρ



0

 · 1/ζ 


2

 · u


0

/u                                                                       (9) 

(9) tənliyində u-nun yerinə onun (7) və (8)-ci tənlikdəki qiymətlərini qoyub alırıq: 

yuxarı qol üçün                       ρ|

ζ→ ∞

 → 0                                                                                (10a) 



aşağı qol üçün                         ρ|

ζ→ ∞


 → ρ

0

 [(α-1)u



1

2

/α]



[1/(α-1)]                                                         

           (10b)   

Beləliklə,  ζ→  ∞  halda  (6)  tənliyinin  aşağı  qol  həllində  plazmanın  sıxlığı  böyük  qiymətə 

yaxınlaşır,  reallıqda  isə  belə  bir  hal  müşahidə  olunmur.  ζ→  ∞  halda  (6)  tənliyinin  yuxarı  qol 

həllində plazmanın sıxlığı sıfıra yaxınlaşır. Beləliklə, Günəşdən uzaq məsafələrdə Parker tənliyinin 

ancaq yuxarı qol olan (7) tənliyinin  həllinin fiziki mənası var [4]. 



b) Yaxın məsafələr ( ζ→ 0). 

ζ→  0  halında  (6)  tənliyinin  sol  tərəfdəki  üçüncü  üzvü  hüdudsuz  artır.  Tənliyin  sağ  tərəfi  isə 

sabitdir.  H/ζ)/ζ→  0  hüdudsuz  artmasını  (6)    tənliyinin  sol  tərəfinin  birinci  iki  üzvləri  tərəfindən 

müvazinətləşdirilməlidir. Beləliklə, yenə də tənliyin həlli iki qolludur. 

                                 u|

ζ→ 0


 → [H/ζ]

1/2


 → ∞ ,                                                                            (11a) 

   u|


ζ→ 0

 →u


0

 ([α/(α-1)] 1/H)

[1/(α-1)] 

ζ

[1/(α-1)]-2



                                                 (11b)   

Tənliyin  birinci  həllinə  görə  ζ→  0  halda  Günəş  küləyinin  surəti  hüdudsuz  artır  bu  isə  qəbul 

edilməzdir. Tənliyin ikinci həlli, politrop əmsalı α < 3/2 olarsa, onda qəbul edilə bilən u/ζ→ 0 → 0  

nəticəsi alınır. 

Beləliklə, (6) tənliyinin stasionar həlli tac α < 3/2 olanda mümkündür, yəni Günəş tacına daima 

enerji  axını  daxil  olur.  Parkerin  ilk  modelində  ehtimal  olunurdu  ki,  enerjinin  taca  axıb  gəlməsi 

istilik ötürmə ilə təmin olunur. Lakin Günəş küləyinin sürətləndirilməsi üçün istilik enerjisi kifayət 

etmir.  Fiziki  baxımdan  (6)  tənliyin  ağlabatan  sərhəd  şərtləri  bunlardır:  ζ  böyük  qiymətlərində  (6) 

tənliyin həlli yuxarı qol,  ζ kiçik qiymətlərində aşağı qol götürülür. Bu iki qollar böhran nöqtəsində 

birləşirlər [2]. 

  (6) tənliyini ζ üzrə differansallasaq alarıq:  

 

                     (2u-[α u



0

α-1


/u

α

]) ζ 



2(α-1)

 [du/dζ] = [2α a

0

α-1


/u

α-1


] ζ 

[2(α-1)+1]

 - H/ζ 

2

                           (12) 



Böhran  nöqtəsi  (ζ

b

,  u



b

)  belə  təyin  olunur:    (11)  tənliklərinin  eyni  vaxt  sol  tərəfi  və  sağ 

tərəfindəki du/dζ həddinin  əmsalı sıfıra bərabərdir. Onda    

                                                 u

b

2

ζ



= 0,25H                                                                             (13) 

 və    

 ζ



= (H/4) 

[(α+1)/(5-3α)]

 · (2/α u

0

α-1



 ) 

[2/(5-3α)]

 .                       

Şəkil 1-də tənliyin qrafik həlləri verilmişdir. Şəkildən göründüyü kimin tənliyin sərhəd şərtləri 

ödəyən ancaq bir həlli var. Şəkil 2-də izotermik (α =1) tacda ayrı-ayrı temperaturlarda Günəşə qədər  

olan  məsafədən Günəş küləyinin radial sürətinin asılılığı verilmişdir.  

T

0

 = 0,5·10



6

 К temperaturda yer orbitinin yaxınlığında Günəş küləyinin sürəti 260 km/san, olur. 

Temperatur  T  =  4·10

6

  К  bərabər  olarsa,  küləyin  sürəti  1150  km/san  olacaq.  Bunlar  müşahidədən 



alınmış  rəqəmlərə  zidd  deyil.  Lakin  Yer  orbiti  yaxınlığında  plazmanın  hesablanmış  sıxlığı  25-40 

sm

-3



, real sıxlıq isə 5-10 sm

-3

 –dir [4]. 



Günəş  küləyinin  sürəti  300  km/san  -  700  km/san  arasında  dəyişilir.  Bu  dəyişməni  Parker 

modelində  Günəş  tacında  temperaturun  dəyişilməyi  ilə  izah  etmək  olar.  Müşahidələr  göstərir  ki, 

yüksəksürətli  axınların  səbəbi  tac  dəlikləridir.  Tac  dəliklərində  temperatur  orta  temperaturdan 

aşağıdır. Günəş küləyinin sürəti həmdə politropa əmsalından (α) asılıdır. α- nə qədər böyük olarsa 

yer  orbitində  küləyin  sürəti  bir  o  qədər  kiçik  olar.  Parker  modeli  üçün  ən  yaxşı  hal  Günəşə  yaxın 

məsafələrdə α = 1/1, Günəşdən uzaq məsafələrdə α = 5/3 olar. 




 

25 


 

 

Şəkil 1. Böhran nöqtəsinin ətrafında Parker tənliyinin həlləri. 

 

ƏDƏBİYYAT 

 

1. Куликовский П. Г. Справочник любителя астрономии, Москва, URSS, 2008, с. 69,   

2. Коваленко В.А. Солнечный ветер. Москва:  Наука, 1983, 215 с                                                                                                                    

3.  Паркер  Е.Н.  Динамические  процессы  в  межпланетной  среде,    Пер.  с  англ,  Москва, 

Мир, 1965, 351 с 

4. http://www.astronet.ru/db/msg/1210264 



 

ABSTRACT 

Ruslan Mammadov 

COMPUTING SOLAR WIND VELOCITY MODULO PARKER 

In the article the problem of the calculation of the solar wind velocity using the Parker model. It 

is  noted  that  due  to  the  lack  of  analytical  solutions  of  the  equations  of  motion  of  the  plasma,  the 

speed of the solar wind can be determined only by the proximity of the Sun and the Earth's vicinity. 

For  the  determination  of  the  solar  wind  speed  in  these  areas  the  necessary  mathematical  methods 

used. It is shown that in the vicinity of the Sun and the Earth in the vicinity of the solar wind speed 

may be in the ranges 1000-1200 Km / s and 300-700 Km / s, respectively. 

 

РЕЗЮМЕ 



                                                                                                                                 Руслан  Мамедов 

ВЫЧИСЛЕНИЯ СКОРОСТИ СОЛНЕЧНОГО ВЕТРА ПО МОДЕЛЮ ПАРКЕРА 

В  статье  исследуется  задача  вычисление  скорости  солнечного  ветра  с  использованием 

моделью  Паркера.  Отмечается,  что  из-за  отсутствие  аналитических  решений  уравнений 

движение плазмы, скорость солнечного ветра можно определить только по близости Солнца  

и в окрестностях Земли. Для определение скорости солнечного ветра в указанных областях 

применяется необходимые математические методы.  Показано, что по близости Солнца  и в 

окрестностях Земли  скорость солнечного ветра может быть в интервалах  1000-1200 kм/с и 

300-700 kм/с соответственно. 

 

NDU-nun Elmi Şurasının 25 may 2016-cı il tarixli qərarı ilə çapa tövsiyə 



olunmuşdur (protokol № 10) 

         Məqaləni  çapa  təqdim  etdi:  Fizika  üzrə  fəlsəfə  doktoru,  dosent  

E.Ağayev 

 

 






Dostları ilə paylaş:
1   ...   9   10   11   12   13   14   15   16   ...   43


Verilənlər bazası müəlliflik hüququ ilə müdafiə olunur ©genderi.org 2019
rəhbərliyinə müraciət

    Ana səhifə