Struktur bölmənin adı: “Nəzəri astrofizika və kosmologiya” şöbəsi
Telefon: (+994 50) 254 13 65
Elektron poçt: balaali.rajabov@mail.ru
Struktur bölmənin rəhbəri: f.-r.f.d, dosent Bala Əli Əli oğlu Rəcəbov
Əməkdaşların ümumi sayı: 5
“Nəzəri astrofizika və kosmologiya” şöbəsinin əsas fəaliyyət istiqamətləri və əsas elmi nailiyyətləri
1. Kosmik plazma mühitində hidrodinamik və maqnithidrodinamik dayanıqsızlıqların öyrənilməsi. Günəş fizikasının nəzəri məsələləri
2. Böyük partlayışın ilkin anlarında kvark-qlyuon halından adron halına keçidin araşdırılması
3. Maksimal hərəkət qruplarına malik kosmoloji modellərin nəzəri əsaslarının və riyazi metodlarının işlənməsi, kosmologiya və elementar zərrəciklər fizikası arasında əlaqələrin öyrənilməsi.
4. Kosmik şüalar, neytrino astrofizikası, neytron ulduzları və nəzəri elementar zərrəciklər fizikası
Əsas elmi nəticələr:
1. a) Kosmik plazma mühitində qravitasiya, maqnit sahəsi və fırlanma effektləri nəzərə alınmaqla radial sürüşmə ilə yanaşı enlik sürüşməyə malik axınların dayanıqsızlıq məsələləri astrofizikada mühüm yer tutur. İdeal sıxılmayan maye üçün Buzinesq yaxınlaşmasında xətti enlik sürüşməsinə malik axınlar halında müstəvi xətti məsələyə baxılmışdır: Əsas nəticə olaraq ümumi şəkildə bütün effektləri özündə saxlayan x-oxuna görə simmetrik modaları təsvir etməyə imkan verən beş-tərtibli polinomial dispersiya tənliyi alınmış, xüsusi hallarda analizi aparılmışdır. Ekman ədədinin sıfıra yaxın halı üçün asimptotik dispersiya tənliyi əsasında dayanıqsızlığı zəruri edən şərtlər tapılmışdır. Günəş taxoklini parametrləri üçün ölçmələr əsasında inkrementin həm dalğa ədədindən, həm də dalğanın yayılma istiqamətindən (dalğa vektoru ilə maqnit sahə vektoru arasında bucaqdan) asılılıqları qurulmuşdur. Nəticə onu göstərir ki, inkrement üçün kritik Riçardson ədədinə uyğun kritik dalğa ədədləri 105 və 106 tərtibli böyük qiymətlər alır. Bundan başqa dalğanın yayılma bucağının π/2 və 3π/2 qiymətlərində inkrement güclü artır. Bu istiqamətlər uyğun olaraq radial istiqamətdə z-oxu və ona əks istiqamətlərdə yayılan dalğa modları üçün güclü dayanıqsızlıq deməkdir.
Hesablamalar enlik sürüşməsinin radial sürüşməyə nəzərən üstünlük təşkil etdiyi ±30○ enlik dairəsi, yəni ekvator yaxınlığındakı oblastlar üçün aparılmışdır. Enlik sürüşməsi artdıqda dayanıqsızlıq güclənir. Taxoklin qatının dibi və tavanı üçün ölçüsüz parametrlərin qiymətləri hesablanarkən Standart Günəş Modeli üçün qurulmuş CESAM adlı kodundakı helioseysmoloji məlumatlardan istifadə olunmuşdur. Digər nəticə isə ondan ibarətdir ki, belə mühit üçün maqnit sahəsi dayanıqsızlığı söndürür.
Araşdırmanın əsas nəticəsi onu deməyə imkan verir ki, taxoklin üçün mövcud ola biləcək dayanıqsızlıqlar içində enlik sürüşməsi dayanıqsızlığının yaratdığı stabil turbulentlik hesabına bucaq momentinin yuxarı və aşağı effektiv köçürülməsi mexanizmlərindən biri hesab etmək olar.
b) Seyrək kosmik plazmada hissəciklər arasında toqquşmaların sayı az olduğundan belə plazma güclü maqnit sahəsində anizotrop olur. Yəni maqnit sahəsi boyunca plazma temperaturu ona parallel istiqamətdəki temperaturdan fərqlənir. Bu isə plazmanın dayanıqsızlığına səbəb olur və belə plazmada güclü turbulensiya yaranır. Məsələn, Günəş küləyi plazmasında müşahidə edilən hidrodinamik xarakterli (iri miqyaslı) 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 baxılmışdır. Plazmanın iki komponentini (elektron və protonlar) və maqnit sahəsi boyunca istilik selini nəzərə alaraq ümumi dispersiya tənliyi çıxarılmışdır Bu tənliyin həlli üçün alqoritm hazırlanacaq. Hazırda bu tənliyin müxtəlif hallarda həllinə baxılır.
Alınmış dispersiya tənliyi yenidir və birkomponentli ion plazması üçün alınmış nəticələrin ümumiləşdirilməsidir. Alınmış nəticə növbəti mərhələlərdə klassik şlanq (firehose) və güzgü (mirror) plazma dayanıqsızlıqlarının modifikasiya olunmuş yeni kriteriyalarını və istilik seli ilə bağlı yeni tipli plazma dayanıqsızlıqlarının mövcudluğunu aşkar etməyə imkan verəcəkdir. Nəticələr Günəş küləyi plazmasında müşahidə olunan irimiqyaslı turbulensiyanın izahına yönəldiləcəkdir.
c) Tədqiqat aparılan mövzuda sürüşən plazma axınları maqnit sahəsi boyunca 16 momentli MHD (maqnetohidrodinamika) tənliklərinin köməyi ilə öyrənilmişdir. Daha sonra sonlu keçmə təbəqəsi üçün 2-ci tərtib differensial tənlik alınmışdır. Xüsusi hal olaraq interfeys təbəqəsi tangensial sıçrayış olaraq götürülmüşdür və nəticədə həllərin tapılması asanlaşdırılmışdır. Növbəti addımda isə sərhəd şərtlərini tətbiq etməklə, ümumi halda dispersiya tənliyi alınmışdır. Alınan dispersiya tənliyinin kompleks həlli (sürət dəyişikliyi), (interfeysə uyğun olaraq yayılma dalğa bucağı), M (Max ədədi), β (maqnit sahəsi) və α (plazma temperatur anizotropu) parametrlərindən asılıdır. İnterfeys boyunca faza dalğa sürətinin dəyişən Dopler effekti və artım nisbəti (growth rate) kimi təyin olunur. Anizotrop (α=0.75) supersonik (M=6) böyük beta plazma halında faza sürətinin və artım nisbətinin (growth rate) bütün parametrlərdən asılıllıq qrafikləri qurulmuşdur. Əlavə olaraq dalğanın yayılma bucağı , sürətlərin nisbəti h=2 götürülmüşdür. Bu halda plazma parametrləri elə nəzərdə tutulmuşdur ki, “firehose” dayanıqsızlığı yaranmır (α + β < 1). Alınan nəticələrdən məlum oldu ki, bu xüsusi halda KH dayanıqsızlığı >0.4 halında KH modaları rezonansdan çıxır və orta sürətlə hərəkət edən sistemdə qarşılıqlı olaraq bir birinə simmetrik olaraq yayılırlar. Bundan başqa anizotropluq parametrindən asılılıq qrafikindən göründüyü kimi KH dayanıqsızlığı α=0.1 .. 5 aralığında yaranır.
Görülən işlər onu göstərdi ki, Günəş küləyində Kelvin-Helmholts dayanıqsızlığı sürətli inkişaf edən dayanıqsızlıqlardan biridir. Bu dayanıqsızlığın güclənməsi kinetik enerjini burulğanların kinetik enerjisinə çevrilməsinə səbəb ola bilər yəni turbulensiyanın enerji mənbəyi rolunu oynaya bilər.
Sadə halda hər 2 mühitin parametrləri eynidirsə və sürət sıçrayışla dəyişirsə, bu zaman maqnit sahəsi və anizotropluq dayanıqlılıq şərtini dahada gücləndirir, yəni dayanıqsızlığı söndürür. Bu isə keyfiyyət baxımından məsələnin klassik nəticələri ilə üst-üstə düşür. Həmçinin təsdiq olunub ki, Anizotropluq inkrementin ədədi qiymətinin artmasına gətirib çıxadır.
İlk araşdırmalar zamanı istilik seli nəzərə alınmadan interfeys boyunca faza sürətinin Dopler sürüşməsinin və artım nisbəti üçün (growth rate) dəyişmə sürətinin temperatur anizotropluğu və maqnit sahəsi kimi effektlərdən asılılığına baxılmışdır. Daha sonra Helios 1 və 2 müşahidə məlumatlarının 0.3 (merkuri ətrafı) və 1 (yer ətrafı) AU məsafədə (P. Hellinger et al. doi:10.1029/2011JA016674) yavaş və sürətli günəş küləyində proton istilik seli nəzərə alınaraq əvvəlki alınan nəticələrlə müqayisəsinə baxılıb. Müşahidə məlumatlarına uyğun ölçüsüz kəmiyyətlərin ədədi qiymətləri tapılmış və bu qiymətlərə uyğun dispersiya tənliyin həllərinin qrafikləri qurulmuşdur. İstilik selini əvəz edən ölçüsüz kəmiyyət γ-nın müşahidəyə əsasən alınan qiyməti kəskin dəyişikliklər yaradır. Nəticələr onu göstərir ki, Kelvin-Helmholtz tipli dayanıqsızlıq yer ətrafında daha çox özünü göstərir. Bu nəticələr məqalə şəklində Physics of Plasma jurnalında çapa hazırlanır.
d) 16-momentli MHD-köçürmə tənlikləri əsasında anizotrop Günəş küləyinin stasionar radial yayılmasını təsvir edən tənliyin alınması sahəsində tədqiqatlar aparılmış, radial və perpendikulyar istilik axınları nəzərə alınmaqla anizotrop Günəş küləyi üçün tənliklər sistemi alınmışdır. İnteqral sabitlərindən istifadə etməklə Günəş küləyinin radial sürəti, istilik hərəkətinin radial və perpendikulyar sürətləri daxil olan diferensial tənliklər sistemi alınmışdır. İlkin tədqiqatlar göstərir ki, bu tənlik Parker tənliyinin proton plazması üçün temperatur anizotropluğu və Günəş küləyi boyunca istilik seli nəzərə alınmaqla anizotrop halla ümumiləşməsi şəklində olmalıdır.
2. Artıq bir neçə ildir ki ŞAR-da, dünyanın yüksək enerjilər üzrə ən böyük laboratoriyası, Avropa Nüvə Tədqiqatları Mərkəzi (CERN) ilə birlikdə Böyük Partlayışın ilkin anlarında kvark-qluon plazması halından adron halına keçidin xüsusiyyətləri araşdırılır. Bu araşdırmalar nəticəsində, bu keçid zamanı spiral quruluşun əmələ gəlməsinin mümkünlüyü nəticəsinə gəlinmişdir.
Məlumdur ki, qalaktikalar Kainatda əsas struktur vahidləridir. Habl təsnifatına görə qalaktikalar elliptik, spiral, linzaşəkilli və irrequlyar formada olur. Hal-hazırda məlumdur ki, qalaktikaların yarıdan çoxu spiral qalaktikalardır. Bu qalaktikaların spiral quruluşu milyardlarla il müddətində saxlanılır. Bu xüsusiyyət və eləcə də spiral qalaktikaların yaranma səbəbi barədə indiyə kimi bir neçə fərziyyə irəli sürülsə də bu problem həll olunmamış qalır. Araşdırmalar nıticəsində belə qərara gəlmişik ki, spiral qalaktikaların “rüşeymi” Böyük Partlayışın ilkin anlarında (inflyasiya epoxasından sonra) kvark-qlyuon halından adron halına keçid zamanı formalaşa bilər. Hal-hazırda Böyük Adron Kollayderində aparılan eksperimentlərdən istifadə edərək spiral quruluşun aşkar edilməsi üsulları üzərində işlənilir və artıq bu quruluşu aşkar etmək üçün bir neçə üsul təklif edilmişdir.
3. a) SO(4,1) de Sitter qrupunun gətirilməyən təsvirlərinin kontraksiyası ətraflı öyrənilmiş və isbat olunmuşdur ki, SO(4,1) qrupunun (m -kütlə, s - spin) təsvirləri kontraksiya nəticəsində Puankare qrupunun enerjinin işarəsi ilə fərqlənən (m, s, ±) təsvirlərinin tenzor cəminə çevrilirlər. Elementar zərrəciklər fizikası baxımından bu o deməkdir ki, Minkovski fəzasında enerjinin işarəsi ilə fərqlənən elementar zərrəciklər De Sitter fəzasında eyni bir elementar sistemin müxtəlif kvant hallarıdır.
b) Alınmış nəticələrin De Sitter fəzasında “qaranlıq” materiya və enerji fenomenlərinin izahı baxımından kosmoloji interpretasiyası verilmişdir.
c) SO(2,1) və ISO(2,1) qruplarının gətirilməyən təsvirləri öyrənilmiş, SO(2,1) qrupunun Viqner əmsalları hesablanmışdır.
4. Nəzəri elementar zərrəciklər fizikası, neytrino astrofizikası, neytron ulduzları (o cümlədən maqnitarlar), yüksək enerjili kosmik şüalar və onların yeni mümkün mənbələrinin aşkar edilməsi istiqamətində tədqiqatlar aparılmışdır. Tədqiqatların nəticəsinə əsasən müəyyən edilmişdir ki, Kainatda maddə və antimaddə neytrino və antineytrinolar tərəfindən asimmetrik qızır və neytrino cütləri şüalandırmaq hesabına asimmetrik soyuyur. Yüksək enerjili kosmik yüklü leptonların və antileptonların yeni mümkün mənbələri müəyyən edilmiş və kosmik neytrinoların (antineytrinoların) dedektə olunmasının və növünün ayırd edilməsinin yeni üsulu təklif edilmişdir.