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

 

30 

 

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

 

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

 

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

 

 

QULU HƏZİYEV 

AMEA Naxçıvan Bölməsi 

E-mail: [e-mail] 

UOT:539.12                              

GÜNƏŞ-YER  ƏLAQƏLƏRİ  HAQQINDA 

 

Açar  sözlər:  Günəş  küləyi,  Günəş  tacı,  maqnitosfera,  maqnit    fırtınaları,  planetlərarası 

maqnit sahələr 

Key  words:  solar  wind,  solar  corona,  magnetosphere,  magnetic  storms,  the  interplanetary 

magnetic field 

Ключевые  слова:  солнечный  ветер,  солнечная  корона,  магнитосфера,    магнитные 

бури, межпланетные магнитные полe 

 

Günəş-Yer sistemində baş verən dinamik proseslərin əmələ gəlməsində və inkişafında Günəş 

fəallığı  ilə  bağlı  olan  qlobal  hadisələrin  bilavasitə  rolu    vardır.  Günəş  fəallığının  ən  möhtəşəm 

təzahürü  alışmalardır.  Alışma  baş  verdikdən  dərhal  sonra  onun  təsirləri  yerətrafı  fəzada  özünü 

göstərməyə  başlayır  (elektromaqnit  dalğaları  Günəşdən  Yerə  qədər  olan  məsafəni  8  dəqiqəyə  qət 

edir).  Alışmalar  nəticəsində  güclü  zərbə  dalğası  yaranır  və  planetlərarası  fəzaya  böyük  sürətlə 

Günəş mənşəli plazma seli atılır. Zərbə dalğası və plazma seli 1.5-2 gündən sonra yerətrafı fəzaya 

çatır [1]. Bu plazma seli Günəş küləyi adlanır. Günəş küləyi  əslində sabit və fasiləsiz bir axındır. 

Alışmalar  sadəcə  olaraq  mütamadi  surətda  bu  axını  gücləndirir.  Günəş  küləyi  100  actronomik 

vahidə qədər məsafəni əhatə edir ki, bu da faktiki olaraq Günəş sisteminə aid olan səma cisimlərinin 

yerləşdiyi sahədir.  

Sabit  Günəş  küləyinin  mövcudluğu  haqqında  ilk  dəlillər  1950-ci  illərdə  alman  alimi  Birman 

tərəfindən  komet  quyruqlarına  təsir  edən  qüvvələri  tədqiq  edərkən  əldə  edilmişdir.  1957-ci  ildə 

Parker  (SŞA)  Günəş  tacı  maddəsinin  tarazlıq  şərtlərini  təhlil  edərək  göstərdi  ki,  tac  hidrostatik 

tarazlıq  halında  qalmayaraq  genişlənməlidir  və  tac  maddəsinin  genişlənmə  sürəti  səsin  sürətindən 

yüksək  olmalıdır.  Cəmi  bir  neçə  il  sonra  Parkerin  nəticələri  “Luna-2”  və  “Mariner-2”  kosmik 

aparatları tərəfindən təsdiq olundu. Günəş küləyinin yerətrafı fəzada ortalaşmış fiziki xüsusiyyətləri 

Cədvəl 1-də əks olunmuşdur. Cədvəldəki məlumatlar [2]-dən götürülmüşdür. 

 

                                   Cədvəl 1. Günəş küləyinin fiziki parametrləri 

Sürəti 

  400 кm/san. 

Protonların sıxlığı

 

  6.0 sm

-3

 

Protonların temperaturu 

  5.0·10

4

 K 

Elektronların temperaturu 

  1.5·10

5

 K 

Maqnit sahəsinin gərginliyi 

  5.0·10

5

 E 

Proton selinin sıxlığı 

  2.4·10

8

 sm

-2

san

-1

 

Selin kinetik enerjisinin sıxlığı  0.3 erq·sm

-2

san

-1

 

 

Günəş  küləyini  əmələ  gətirən  plazma  selini  sürətinə  görə  iki  sinfə  ayırmaq  olar:  yavaş           

(≈ 300 km/san.) və sürətli (600-700 km/san.) axınlar. Sürətli axınlar Günəş tacında maqnit qüvvə 

xəttlərinin  radial  istiqamətdə  olduğu  sahələrdə  əmələ  gəlirlər.  Bu  sahələrin  böyük  bir  hissəsi  tac 

deşiklərinin  olduğu  sahələrdir  [1].  Yavaş  axınlar  çox  güman  ki,  maqnit  sahələrinin  tangensal 

---

 

31 

 

komponentlərinin  üstünlük  təşkil  etdiyi  zonalarla  bağlıdır.  Günəş  küləyi  tacın  maqnit  sahəsini  də 

özü ilə bərabər planetlərarası fəzaya daşıyır. Bu maqnit sahələrinin plazmada “dondurulmuş” qüvvə 

xəttləri  planetlərarası  maqnit  sahələrini  formalaşdırır.  Planetlərarası  maqnit  sahələrinin  gərginliyi 

çox  aşağıdır  və  enerji  sıxlığı  plazma  selinin  kinetik  enerjisinin  1%-ə  qədərini  təşkil  edir.  Buna 

baxmayaraq  bu  maqnit  sahələri  Günəş  küləyinin  termodinamikasında  və  Günəş  küləyinin  digər 

səma  cisimləri  ilə  qarşılıqlı  təsirinin  dinamikasında  həlledici  rola  malikdir.  Günəş  küləyinin 

genişlənməsi  ilə  Günəşin  fırlanmsının  kombinasiyası  plazma  ilə  daşınan  maqnit  qüvvə xəttlərinin 

Arximed  spiralına  yaxın  bir  formaya  düşməsinə  səbəb  olur  (Şəkil  1).  Ekliptika  müstəvisi 

yaxınlığında  planetlərarası  maqnit  sahəsinin  radial  və  azimutal  komponentləri  Günəşdən  olan 

məsafəyə görə aşağıdakı kimi dəyişir [1]:  

R

u

R

B

B

R

R

B

B

R

R

R

/

)

/

(

0

2

0

0

2

0

0











 

burada    R  –    Günəşdən  olan  məsafə,    Ω

0

  –  Günəşin  fırlanmasının  bucaq  sürəti,  u

R

  –  Günəş 

küləyi  sürətinin  radial  komponentidir.  “0”  indeksi  ilkin  tənliyə  uyğundur.  Yer  orbiti  məsafəsində 

maqnit  sahəsinin  istiqaməti  ilə  Günəşə  doğru  istiqamət  arasındakı  bucaq  φ  təqribən  45

0

-dir.  Daha 

böyük heliosentrik məsafələrdə φ bucağı 90

0

-yə yaxın olur [2]. 

 

 

 

Şəkil 1. Planetlərarası maqnit sahəsinin qüvvə xəttlərinin forması 

     Günəş  küləyi  və  planetlərarası  maqnit  sahələri  ilə  Yerin  maqnit  sahəsi  (maqnitosfera) 

arasındakı qarşılıqlı təsirin  çox böyük  geofiziki nəticələri vardır.  Bu təsir özünü ilk olaraq Yerin 

maqnit  sahəsinin  çox  ciddi  deformasiyaya  uğramasında  göstərir  (Şəkil  2).  Əgər  Günəş  küləyinin 

sürəti  və  intensivliyi  normadan  artıqdırsa,  onda  bu  maqnitosferanın  kəskin  həyəcanlanmasına  və 

güclü maqnit fırtınalarının yaranmasına səbəb olur ki, bunun da Yer üzərində bir çox ciddi texnoloji 

təsirləri vardır  

---