Elmi ƏSƏRLƏR, 2016, №3 (77) nakhchivan state university. Scientific works, 2016, №3 (77)
Yüklə 1,43 Mb. Pdf görüntüsü
|
- Bu səhifədəki naviqasiya:
- Şəkil 1.
- РЕЗЮМЕ Руслан Мамедов
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
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
b = 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
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
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.
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
Yüklə 1,43 Mb. Dostları ilə paylaş:
|