Turbulentlik – mürəkkəb kompleks hadisədir və ona hər yerdə rast gəlinir: axan suda, təyyarənin qanadları ətrafında, kosmosda və s. Bu hadisəyə Günəşdən çıxan yüklü zərrəciklər axınında – Günəş küləyində də rast gəlmək olar. Bu küləyə bütün Günəş sistemində rast gəlmək olar.

Maraqlıdır ki, küləkdə ölçülən temperatur, toqquşmasız genişlənən qaz modelində hesablanan temperaturdan çoxdur. Digər tərəfdən genişlənən Günəş küləyində temperaturun düşməsi əvəzinə qızma müşahidə olunur. Amma hələ də indiyə qədər dəqiq olaraq təyin edə bilməyiblər ki, bu plazmanın qızma səbəbi nədir.

Son zamanlar bu istiqamətdə çalışan alimlər çıxan Günəş plazmasının turbulentliyini onun soyumamasının, əksinə olaraq qızmasının əsas səbəbi olaraq görürlər. Bir sıra tədqiqatçı qruplar var ki, onların fikrincə turbulentlik maqnit sahəsi xətlərinin formasını dəyişir, digər tərəfdən müxtəlif tərəflərə istiqamətlənən xətlər birləşir və cərəyan təbəqələri formalaşdırır. Bu cərəyan təbəqələri istənilən tərtibdə olmaqla müxtəlif yerlərdə kəsilməzliklər yaradır və yenidən qapanma nəticəsində zərrəciklərin qızmasına sərf olunan enerji ayrılır.

Bu istiqamətdə modelləşdirmə işləri də mövcuddur. Modelləşdirmə turbulentlik hadisəsini daha dərindən öyrənməyə imkan verir. Aşağıdakı şəkildə Günəş küləyinin turbulent plazmasında axının cərəyan sıxlığının paylanması əks olunub. Burada turbulent enerjinin kaskadı nəticəsində lokallaşmış saplar (“filaments”) və burulğanlar (“vortices”) meydana gəlir. Mavi və sarı rənglər daha intensiv axınları göstərir. Qeyd edək ki, mavi rəng mənfi, sarı rəng isə müsbət qiymətlər üçündür. Əlavə məlumat üçün aşağıdakı səhifəyə daxil ola bilərsiniz:

http://www.esa.int/spaceinimages/Images/2018/01/Simulating_turbulence_in_solar_wind_plasma

Bütün bu tədqiqat işləri ilə ətraflı tanış olmaq üçün Perrone et al. (2013); Servidio et al. (2015), Valentini et al. (2016) və Perrone et al (2017) kimi elmi işlərə müraciət etmək olar.

N.Tusi adına Şamaxı Astrofizika Rəsədxanasının “Kosmik plazma və heliogeofiziki problemlər” şöbəsinin əməkdaşları özlərinin bu sahədəki nəzəri tədqiqatları ilə beynəlxalq miqyasda aparılan uyğun tədqiqat işlərindən kənarda qalmır.

Qrupun rəhbəri N.S.Cəlilov bir fakta öz diqqətini yönəldib ki, seyrək kosmik plazmada hissəciklər arasında toqquşmaların sayı az olduğundan belə plazma güclü maqnit sahəsində anizotrop olur. Yəni maqnit sahəsi boyunca plazma temperaturu ona paralel istiqamətdəki temperaturdan fərqlənir. Bu isə plazmanın dayanıqsızlığına səbəb olur və belə plazmada güclü turbulensiya yaranır. Məsələn, Günəş küləyi plazmasında müşahidə edilən hidrodinamik xarakterli (irimiqyaslı) turbulensiyanın izahı tələb olunur. Əgər plazma axırsa, onda maqnit sahəsi boyunca istilik seli də yaranır. 16 momentli köçürmə MHD tənlikləri əsasında bircins anizotrop kosmik plazmada xətti dalğaların yayılması probleminə baxılıb (N.S.Cəlilov, S.Ş.Hüseynov).

Plazmanın iki komponentini (elektron və protonlar) və maqnit sahəsi boyunca istilik seli nəzərə alınmaqla araşdırmalar davam etdirilir. Belə ki, bu dispersiya tənliyinin köməyilə klassik şlanq (firehose) və güzgü (mirror) plazma dayanıqsızlıqlarının modifikasiya olunmuş yeni kriteriyaları və istilik seli ilə bağlı yeni tipli plazma dayanıqsızlıqlarının mövcudluğu öyrənilib. Bu tənlikdə dalğaların paralel yayılması halı üçün dalğa modalarının tam təsnifatı alınıb. Bu təsnifat toqquşmasız plazmanın kinetik nəzəriyyəsindən məlum olan təsnifat ilə üst-üstə düşür.

Petr Hellinger və başqalarının məqalələrindəki müşahidə materiallarının əsasında qiymətləndirilmiş parametrlərin ədədi qiymətlərindən istifadə edərək, qurulan yeni nəzəri modeldə dayanıqsızlıq halları araşdırılıb. Günəş küləyi kimi “Slow wind” və “Fast wind”, eləcə də  plazmada “Alfven firehose”, “Mirror instability” və “Oblique firehose” dayanıqsızlıqları tədqiq olunub. Göstərilib ki, elektron komponenti nəzərə alınarsa dayanıqsızlıqların məlum kriteriyaları dəyişirlər.

Tədqiqatların davamı kimi ümumi dispersiya tənliyinin verilmiş nöqtədə qradiyentinə və təyin olunmuş şərtlər çərçivəsində parametrlərin qiymətlərinə görə tədqiqat aparılır. Verilmiş qiymətdə alınan nəticələrə görə hansı dayanıqsızlıq halı olduğu aydın görsənir və nəticədən ümumi şərh vermək olur.

Tədqiqat qrupunun diqqətini cəlb edən digər fakt isə ondan ibarətdir ki, müxtəlif sürətli Günəş küləyi komponentlərinin planetlərarası fəzada yaranan təmas səthlərində (CİR) və onların planetlərin maqnitosferləri ilə təmas səthlərində sürət sürüşkənliyi dayanıqsızlıqları (MHD shear instability - MSI) meydana gəlir və müşahidə olunur. Nəzəri araşdırmalarda (N.S.Cəlilov, R.F.İsmayıllı) məqsəd proqnoz məsələləri üçün bu cür plazma dayanıqsızlıqlarının MHD nəzəriyyəsinin yaradılmasıdır.

İlk addım olaraq maqnit sahəsinin iştirakı ilə anizotrop plazmada istilik axını nəzərə alınmamaqla və hər iki mühitdə fiziki parametrləri bərabər götürməklə dispersiya tənliyi alınıb və onun həlli üçün alqoritm hazırlanıb. Supersonik axınlar halında MSI-ni təcrid etmək üçün parametrlər elə seçilib ki, klassik şlanq və güzgü plazma dayanıqsızlıqları yaranmasın. Nəticədə aydın olub ki, MSI inkrementi adi hidrodinamik haldan fərqli olaraq maksimuma malikdir və dayanıqsızlığın anizotrop halda iki limiti vardır.

Başqa sözlə, MSI dayanıqsızlığı o halda yaranır ki, dalğanın faza sürəti iki mühitin axın sürətləri arasındakı intervalda olsun. Alınıb ki, Günəş küləyi plazmasının fiziki parametrləri üçün irimiqyaslı MSI -nin yaranması çox effektiv olmalıdır. Araşdırılan bu məsələdə Kelvin-Helmholtz dayanıqsızlıqlarının yaranması üçün tələb olunan şərtləri nəzərə aldıqdan sonra yekun dispersiya tənliyi alınıb. Alınan 16 tərtibli dispersiya tənliyinin anizotrop və maqnit sahəsinin parametrlərinin verilmiş qiymətlərində normallaşdırılmış faza sürətinin günəş küləyinin iki müxtəlif axın sürətlərinin nisbəti və həmçinin yayılma bucağı arasındakı asıllıqlar qurulub. Qurulan asılılıq qrafikləri onu göstərdi ki, daha öncədən CGL (Chew-Goldberger-Low) və izotrop hal üçün MHD yaxınlaşması alınan Kelvin-Helmholtz tipli dayanıqsızlıqların nəticələri ilə üst-üstə düşür.

© Bütün hüquqlar qorunur. Xəbərlərdən istifadə edərkən www.shao.az saytına istinad zəruridir.