ИССЛЕДОВАНИЯ ПО ФИЗИКЕ СОЛНЦА
ПРОВОДИМЫЕ В ШАО ЗА 40 ЛЕТ

© 2000 г. Р.Х.Салман-заде

Шамахинская астрофизическая обсерватория АН Азербайджана

В 1957 году в обсерватории была организована "Служба Солнца" на основе наблюдений проводимых на хромосферно-фотосферном телескопе. Результаты наблюдений и их интерпретация [1] были включены в каталог эруптивных протуберанцев издаваемых в Чехословакии (J. Klechek. Bull.of the Astr. Inst. Of Chech. 1964. V.15. № 2.), и использованы при расчетах времени достижения земной поверхности космического и протонного излучения Солнца. Была показана возможность применения к начальной стадии солнечных вспышек теории точечного взрыва. Результаты этих исследований, в дальнейшем, неоднократно использовались другими авторами и были применены также к тесным двойным системам звезд-карликов. По спектрофотометрическим исследованиям было установлено, что расширение спектральных линий во вспышках обусловлено, в основном, турбуленцией, и асимметрия контуров вызвано выбросом массы в противоположных направлениях. Была установлена тонкая структура вспышек и определены характерные значения их физических параметров. Показано, что генерацию вспышек и петлеобразных протуберанцев можно рассматривать как проявление ударных волн [2, 4]. Была предложена модель начальной формы вспышек. Расчеты показали, что объемное излучение приводит к тепловой неустойчивости горячей плазмы за фронтом ударной волны. Вследствие излучения плазма быстро остывает, затем сжимаясь распадается на холодные плотные слои [3].
Применительно к условиям солнечных вспышек, теоретические мензеловские множители населенностей энергетических уровней атомов водорода и теоретические интенсивности спектральных линий получены для ( 30 уровней+континуум) модели атома с учетом рассеяния излучения, для широкого набора значений физических параметров среды: электронной температуры , электронной концентрации, турбулентной скорости и толщины слоя [5]. На основании теоретических расчетов контуров линий поглощения методом малого параметра - градиента скорости вращения, сделан вывод о том, что дифференциальное по глубине вращение фотосферы Солнца может привести к восточно-западной асимметрии фраунгоферовых линий [5].
Разработан метод определения оптических толщин вспышек и других эмиссионных образований с использованием контуров двух эмиссионных линий одного и того же атома (иона). Предложен метод определения оптической толщины излучающего слоя в линиях Н и К Ca II по соотношению их полных интенсивностей. Изучено движение спикул вдоль лимба, и определены их тангенциальные скорости [29]. Установлены волокнистая структура хромосферных вспышек и спикул. Произведены расчеты контуров излучения вращающихся спикул и других солнечных образований, а также и сжимающихся спикул. Показана возможность возникновения спикул путем конденсации коронального газа. Проведены ряд наблюдательных фактов в пользу этого механизма, а также наличия в слоях спикул МГД-волн. Выдвинута идея нагрева короны вызванный движением спикул как целое, доказано наличие таких движений и измерены их скорости [6,7]. Показано, что волокнистость структуры приводит к уменьшению оптических толщин активных солнечных образований. Обнаружены секундные изменения в активных областях хромосферы. Вне активных областей обнаружены необычные волнообразные движения в атмосфере Солнца временем появления 1-2 мин. Размеры волн составляют от 2500 км до 17000 км. Скорости движения частиц в волнах ~ 30 км/сек. Впервые наблюдались корональные протуберанцы в проекции на диск Солнца. Показано, что они образуются над особо активными группами пятен [8, 9].
Исследована динамика петлеобразных протуберанцев и выбросов по фильтровым наблюдениям. Разработан метод "средних скоростей", позволяющий достаточно точно определить законы движения узлов. Даны оценки температуры на траекториях узлов. Сделана оценка отношения плотностей в узлах и в окружающей их среде. Установлено, что образование петельных протуберанцев и возвратных выбросов взаимосвязаны. Структура магнитного поля активной области соответствует модели "магнитного дерева" Пиддингтона. Обнаружены колебания в петельных протуберанцах с периодом ~ 5 мин. В возвратных выбросах обнаружены вращательные движения [10, 11].
Построены кривые роста для разрешенного и неразрешенного спектра Солнца Показано, что физические параметры фотосферы Солнца, определяемые по ним между собой практически не отличаются. Вычислены теоретические профили D линий Na I с учетом отклонения от ЛТР, которые хорошо совпадают с наблюдаемыми как для разрешенного так и для неразрешенного спектра Солнца. Предложен новый эмпирический метод для быстрого анализа механизма уширения сильных фраунгоферовых линий в спектре Солнца. Разработан новый количественный и физически обоснованный метод для измерения и анализа асимметрии профилей слабых и умеренных фраунгоферовых линий введением новых физических величин (дифференциальной, интегральной, остаточной и относительной асимметрии). Эти величины позволяют более подробно исследовать асимметрии профилей и их зависимость от атомных и фотосферных параметров. Показано, что асимметрия профилей носит сложный характер и в пределах одной и той же линии неоднократно может изменяться, как по величине, так и по знаку. Разработан метод для проведения уровня непрерывного спектра Солнца по фойгтовскому анализу профилей слабых фраунгоферовых линий [12]. Предложен объективный метод проведения уровня континуума в спектрах звезд (Солнца) с водородными линиями, заключающийся в теоретическом задании формы штарковского крыла водородных линий [18].
С целью выявления природы крупномасштабных и мелкомасштабных солнечных полей разработана новая версия метода полиномиальной аппроксимации и применена для обработки поля яркости невозмущенной фотосферы, магнитограммам активной области, полям скоростей во вспышке и картам радиоисточников Солнца. Получено, что на краю солнечного диска элементы размером 3".5 в 1.4 раза больше чем в центре. Невозможно говорить о преимущесвенной вытянутости гранул в каком-либо направлении. Вероятность распределения контраста для ярких и темных элементов, по отношению к среднему, почти симметричны, что говорит в пользу отсутствия ярко выраженной светло-темной асимметрии поля яркости. Топология поля излучения не отличается от топологии поля охлаждения. Контуры малых элементов находятся внутри контуров более крупных масштабов. Регулярная смена гребней и впадин градиента интенсивности служит указанием на существование волновых движений. Вспышечная активность векторного поля скоростей восстанавливается с периодом около шести минут. Энерговыделение во вспышке происходит как импульсный механизм выброса. Обнаружено, что перед вспышечной активностью значение модуля градиента интенсивности радиоизлучения Солнца при перемещении локального источника от восточного к западному краю имеет колебательный характер с 2-дневным периодом. Максимум градиента интенсивности соответствует дню вспышек, затем монотонно затухает [13].
Показано, что кальциевые флоккулы не всегда являются прямым продолжением фотосферных факелов в хромосферу, хотя в большинстве случаев они повторяют друг-друга в двух ярусах атмосферы Солнца. На основе анализа многочисленных спектрофотометрических наблюдательных данных, а также фотографического фотометрирования получено, что закон изменения кривой контраста факелов в зависимости от гелиоцентрического расстояния нельзя считать достоверным без учета селекции наблюдаемых факелов. При построении кривой контраста "среднего" факела необходимо разделить рассматриваемые факелы на "сильные" и "слабые". Для разности температур между группами "сильных" и "слабых" факелов получено ~ 94°К. Установлено уменьшение разности турбулентных скоростей "факел-фотосфера" в верхних слоях атмосферы. Для угла наклона факела к нормали поверхности Солнца получено значение 88°. Определены максимальные значения высот над уровнем t = 0 кальциевых флоккул равное примерно 700-1000 км. Исследована линия l 4077.71 Sr II в спектрах факелов, флоккулов и вспышек. Установлено, что в спектрах факелов, в центре линии имеется небольшая ( ~ 2% ) эмиссия, а крыля ее расширены и опущены по сравнению с контуром линии невозмущенной фотосферы. В полосе факельной эмиссии без кальциевого флоккула крыля линии также расширены и опущены. Однако, в области флоккулов без факельной эмиссии контур линии не отличается от контура невозмущенной фотосферы. В спектре вспышки, в центре линии наблюдается заметная эмиссия ( ~ 10 % ), а крыля линии расширены и опущены, причем данный эффект более значителен чем в факеле. Обнаружены разнообразные структурные особенности в факельных полях. Факелы показывают ячеистую структуру наподобие супергрануляционной ячейки. Радиусы факельных колец составляют, в среднем, ~ 20 000 км. Наблюдаются структуры большего масштаба. Деформации сторон факельных ячеек указывает на наличие динамического взаимодействия ячеек [14].
Подробно исследованы красное смещение и асимметрия фраунгоферовых линий в спектре Солнца. Показано, что гипотеза Фрейндлиха о красном смещении линий в спектре Солнца не противоречит общей теории относительности (ОТО), а является ее развитием, учитывая современный уровень развития квантовой природы света. На основе теоретических вычислений утверждается, что "новая гипотеза" Дружкина о солнечном красном смещении не имеет под собой реальной почвы. Получено новое соотношение связывающее постоянную гравитации Ньютона G с другими фундаментальными константами физики. Показано, что низкая точность величины постоянной гравитации, которая обнаруживается в экспериментальных измерениях, связана с сезонным изменением самой G. Показано, что изменение скорости вращения Солнца с глубиной в фотосфере зачительно ниже, чем это было получено ранее другими авторами [15, 16].
Заново рассчитаны система энергетических уровней и длины волн 26 757 линий нейтрального железа в области ll 1622ё9948 AA. Отождествлены и классифицированы большая группа спектральных линий, как в лабораторном, так и солнечном спектре [17].
Показано, что атмосферные линии поглощения, считавшиеся всегда "идеальными" реперами, оказываются совсем не "идеальными", а изменяют свое положение в зависимости от зенитного расстояния наблюдения Солнца, что должно быть учтено при изучении сдвигов линий в спектре Солнца введением соответствующих поправок. Предложен метод наблюдения спектра Солнца с использованием факта наложения друг на друга различных порядков спектра. Метод позволяет намного расширить область длин волн при исследованиях сдвигов фраунгоферовых линий. Предложена рациональная схема для быстрого вычисления поправок к измеренным лучевым скоростям за счет суточного вращения и годичного обращения Земли в момент наблюдения. Установлено более точное значение ( ± 0.100 км/сек ) дисперсии флуктуации горизонтальной составляющей поля скоростей на поверхности Солнца. Прямыми спектрометрическими измерениями исследованы квазипериодические волновые движения в атмосфере Солнца, изменяющиеся от 5.8 мин для t = 1.0 до 6.5 мин для t = 0.005. Выдвигается предположение о квазипериодичности или же цикличности наблюдаемого явления. Получена более точная кривая для "эффекта края" фраунгоферовых линий в спектре Солнца. Установлено, что к "эффекту края" фраунгоферовых линий приводят не физические процессы, а ошибочная система длин волн фраунгоферова спектра, как в центре, так и на краю диска Солнца. Избыточные длины волн линий на краю являются результатом "дефицита" l в центре диска Солнца, обусловленный введением неправильных "дефицитных" поправок в системе длин волн в SRRT [18, 19]. Показано, что между "эффектом края" и интенсивностью факельных полей на диске Солнца существует значимая корреляция [15]. Обнаружена восточно-западная "асимметрия" диска Солнца как в сдвигах, так и в центральных остаточных интенсивностях фраунгоферовых линий, которую следует учесть при расчетах моделей атмосфер [15, 18].
Выведена новая универсальная формула для определения оптических глубин образования фраунгоферовых линий в атмосфере Солнца (справедливая для любых механизмов образования), как расчетным путем, так и, в принципе, из точных наблюдений (с большим пространственным разрешением) контуров линий на различных угловых расстояниях от центра диска. Выведены также формулы для определения оптической глубины образования потока излучения от звезды (Солнца), для приближенных оценок t. Для численного решения интегрального уравнения для функции источников предложен более простой метод - метод аппроксимирующих функций. Получены несколько новых рекуррентных соотношений широко используемых в теории переноса излучения в атмосферах звезд и планет. Вычислены и составлен каталог оптических глубин и соответствующих им геометрических высот образования линий Fe I ( 2600 линий ) и линий Ti I, Ti II, Cr I, Mn I ( 150 линий ) в атмосфере Солнца для центра ( m = 1 ) и для края диска ( m = 0.05 ), в области ll 3000 - 8000 AA. Он является наиболее полной из имеющихся в настоящее время в астрономической литературе [20].
Для исследования тонкой структуры солнечной поверхности а также процессов в земной атмосфере применены методы научной фотографии, киносъемки и телевидения. Показано,что в фотосфере возможны волны "переключения" Ландау. Исследованы струйные течения в атмосфере Солнца и Земли. Существование этих течений и их устойчивость обусловлены подпиткой, при нелинейных резонансных взаимодействиях, крупных "гравитационных" и мелкомасштабных волн. Показано, что имеется подпитка как мелких волн крупными, так и наоборот, что ведет к устойчивости крупных вихрей (волн). Для наблюдения ярких фотосферных "дорожек" предложена новая телевизионная система с высоким пространственным разрешением (~ 0."4), а также механизм их возникновения. Предполагается, что "дорожки" возникают в результате разрыва силовых линий магнитного поля, и частицы распространяются двигаясь с ускорением ~ 106 км/сек2, что приводит к выделению энергии ~ 104 эрг [21, 22].
Построена линейная теория трансформации магнито-акустико-гравитационных (МАГ) волн в сильно-неоднородной атмосфере. Линеаризованная система уравнений магнитной гидродинамики для экспоненциальной проводящей атмосферы в однородном магнитном поле приведена к виду, когда ее общее решение в сильном и слабом магнитном поле выражается через степенные ряды по безразмерному параметру ?. Эти решения описывают распространение МАГ волн любой частоты в сжимаемой атмосфере с учетом силы тяжести и при произвольном направлении магнитного поля и волнового вектора. В сильном и слабом поле общее решение расщепляется на невзаимодействующие моды колебаний. В сильном поле-это альвеновская, замедленная и ускоренная МГД-волны. В слабом поле-это атмосферные волны, альвеновская и замедленная МГД-волны. Свойства МАГ-волн зависят от направления распространения волн по отношению к наклону поля. Для случая, когда волновой вектор и векторы магнитного поля и силы тяжести находятся в одной плоскости, решения уравнения малых колебаний выражается через функции Мейера, которые описывают поведение волн во всей атмосфере. Это решение позволяет построить общую теорию распространения и трансформации МАГ-волн в изотермической атмосфере с однородным магнитным полем. Разработан метод определения энергетических коэффициентов трансформации МАГ-волн при их распространении из области слабого поля в область сильного поля или наоборот. Найдены коэффициенты трансформации для всех возможных типов взаимодействия волн. В том числе рассмотрена трансформация гравитационных волн в замедленные магнитозвуковые волны в сильном поле. Коэффициенты трансформации и отражения волн выражаются через элементарные функции. Коэффициенты трансформации могут достигать значений порядка единицы. Получены коэффициенты трансформации волн слабого поля в ускоренные волны в вертикальном поле при наличии просачивания волн. Резонансный уровень для замедленных волн в горизонтальном поле исчезает при сколь угодно малых наклонах магнитного поля. Клапанный эффект отсутствует в наклонном поле. Разработан метод расчета трансформации спектра звукового шума конвективной зоны при его распространении в области сильного магнитного поля. Рассчитана трансформация спектра звукового шума в атмосфере Солнца для случаев вертикального и наклонного магнитного поля. В наклонном поле трансформированный спектр сильно сужается и стоячие волны превращаются в бегущие. При прохождении волн через границу хромосфера-корона происходит обрезание спектра со стороны низких частот. На основе теории линейной трансформации МАГ-волн построена модель бегущих волн в полутени, которая объясняет все основные свойства этих волн. Они возникают в результате трансформации в почти горизонтальном магнитном поле 5-минутных колебаний, захваченных в подфотосферном волноводе. Показана необходимость учета эффекта Эвершеда при интерпретации наблюдений волн в полутени [23, 24].
Выполнен цикл работ по теории неадиабатических солнечных колебаний. Развита аналитическая теория распространения и лучистого затухания неадиабатических магнито-акустико-гравитационных (МАГ) волн в сжимаемой идеально проводящей вертикально-стратифицированной диссипативной атмосфере в присутствии произвольно направленного по отношению силы тяжести однородного магнитного поля Найденные аналитические решения МГД-уравнений в виде обобщенных гипергеометрических функций описывают колебания с произвольной частотой и длиной волн на любом уровне изотермической атмосферы. Проведенные расчеты позволили сделать выводы о том, что колебания с периодом 3 мин должны быть лучше видны в колебаниях яркости в полутени пятен, чем в центре тени пятна, а внутренние гравитационные волны могут наблюдаться во флуктуациях интенсивности как результат их трансформации в замедленные магнитозвуковые волны. Исследована задача распространения вверх из глубоких слоев атмосферы замедленных магнитозвуковых и атмосферных (акустических, внутренних гравитационных и поверхностных) волн и их трансформация и отражение из-за неоднородностей солнечной плазмы. Установлено, что с ростом наклона магнитного поля радиационное поглощение МАГ-волн резко увеличивается. Рассмотрен вопрос о захвате колебаний в солнечных пятнах на уровне фотосферы, и получено, что для тени солнечных пятен резонансными являются 3 мин колебания, а в спокойных областях (со слабым магнитным полем) Солнца доминируют 5 мин колебания. Получено, что наиболее благоприятной областью для наблюдения колебаний в доплеровских сдвигах является тень, а в интенсивности - полутень. Показано, что на уровне солнечной фотосферы, где газовое и магнитное давления становятся одинокого порядка, происходит эффективное взаимодействие волн с излучением. Исследовано радиационное затухание волн и резонансные колебания в солнечных пятнах. Установлено, что вблизи температурного минимума фотосферы пятна 5 мин колебания затухают слабо. Максимальное затухание происходит на средних слоях фотосферы и хромосферы. Показано, что в почти горизонтальном магнитном поле (например, в полутени пятен) замедленные магнитозвуковые волны затухают сильнее, чем в вертикальном поле. Обсуждены условия захвата неадиабатических 3 мин колебаний в хромосфере над солнечным пятном. Показано, что для теории хромосферного резонатора необходимо учитывать неадиабатичность процессов. На основе аналитического решения уравнений радиационной газодинамики для малых неадиабатических колебаний интенсивности излучения, полученного в приближении Эддингтона для функции энергетических потерь, построена линейная аналитическая теория распространения и лучистого затухания неадиабатических газодинамических колебаний в сильно неоднородной излучающей изотермической сжимаемой оптически серой атмосфере с произвольной оптической глубиной и стратифицированным теплообменом. Учтено влияние радиационных потерь на распространение, поглощение и устойчивость атмосферных волн, изучена их зависимость от параметров среды. Исследованы дисперсионные свойства неадиабатических р-мод акустических колебаний, условие существования g-мод колебаний, а также найдены энергетические коэффициенты отражения и трансформации, декремент и длина пространственного затухания неадиабатических атмосферных и диффузионных волн. Показано, что на уровне атмосферы, где акустические волны становятся сильно-неадиабатическими, и происходит перемешивание мод колебаний, возникает возможность одновременного наблюдения звуковых и тепловых мод на одной и той же частоте. Показано, что наблюдаемые в непрерывном спектре Солнца колебания являются тепловыми, которые возникают в результате трансформации акустических волн на одной и той же частоте, а при доплеровских измерениях скорости колебаний на Солнце фактически наблюдаются звуковые волны (р-моды). Эти результаты представляют большой интерес для понимания природы наблюдаемых колебаний и, в целом, для гелиосейсмологии. С привлечением аналитического решения уравнений радиационной газодинамики и обоснованием граничных условий разработана модель неадиабатических колебаний, учитывающая взаимодействие тепловых и акустических волн и их взаимную трансформацию. Модель позволила объяснить наблюдаемый максимум в распределении флуктуаций интегрального потока излучения Солнца на частоте 3.3 мГц (колебания с периодом 5 мин). На этой частоте относительное значение амплитуды флуктуаций потока оказалось порядка ~ 10-5, что соответствует данным наблюдений космических экспериментов [25, 26].
На основе анализа и обработки большого объема статистического материала из экспериментов и прикладного применения пакет программ, Бабаевым Э.С. в Европейском Космическом Агентстве выполнена работа по исследованию характеристик и разработке морфологии ионосферных сцинтилляций радио сигналов гига-Герц диапазона, изучена зависимость амплитудных и фазовых сцинтилляций от гелио-гео-физических (солнечная и геомагнитная активность) и географических условий (широты и долготы). Показано, что сцинтилляция радио сигналов напрямую зависит от уровня солнечной активности и в годы максимума солнечного цикла замирание сигналов из-за сцинтилляций представляет опасность для технических систем. Разработанный пакет компьютерных программ был применен к изучению сцинтилляций радио сигналов для наихудших сценарий гелио-гео-физических условий в Европейской зоне исследований, в том числе для территории Азербайджанской Республики. Получено, что в отличие от приэкваториальных зон, сцинтилляция радио сигналов не представляет серьезной опасности для широт Азербайджана [27].
Была анализирована на пространственно-временную зависимость знака полярности крупномасштабного магнитного поля Солнца. Подтверждено наличие двух волн активности с периодами 17-23 лет и 3-5 лет. Показано, что дрейф начинается прямо из экваториальной зоны к полюсам. Статистический анализ крупномасштабного магнитного поля позволил определить секторную структуру межпланетного магнитного поля за период 1915-1982 г.г. [28].
Предложен способ определения относительного уровня флуктуаций радиоизлучения спокойного Солнца опирающийся на измерения суточного хода радиоизлучения. В частотном спектре S-компоненты радиоизлучения Солнца в диапазоне 1-4 ГГц обнаружена тонкая структура спектра с размерами 100-150 МГц. Показано, что пуассоновский случайный процесс хорошо описывает вид спектров мощности флуктуаций радиоизлучения Солнца. Получено, что относительный уровень чисто солнечных флуктуаций в наблюдаемом радиоизлучении Солнца составляет величину dТА / ТА " 10- 4, если значительная доля массы вещества сосредоточена в неразрешенных мелкомасштабных структурах. С помощью статистической обработки данных наблюдений спокойной области Солнца доказана правильность модели этой области, согласно которой возмущения снизу вверх переносятся звуковыми либо ударными волнами. Показано, что в спектрах флуктуаций сантиметрового радиоизлучения Солнца присутствуют гармоники с периодами от 5 до 15 мин, происхождения которых связаны с волновыми возмущениями в атмосфере Земли. Получено, что флуктуации радиоизлучения Солнца в сантиметровом диапазоне, регистрируемые на уровне моря во время затмения, в значительной степени обусловлены акустико- гравитационными волнами атмосферы, генерируемыми движущимся пятном затмения. Модельные расчеты величины модуляции радиоизлучения Солнца за счет акустико- гравитационных волн в тропосфере Земли показали, что регистрируемые ~ 0.5 % - ные флуктуации могут быть объяснены их атмосферной природой. Даны рекоммендации по разделению наблюдаемых квазипериодических флуктуаций радиоизлучения Солнца, регистрируемых на Земле, на флуктуации солнечного и земного происхождения. Предложена методика зондирования атмосферы Земли по данным регистрации флуктуаций радиоизлучения спокойного Солнца. Расчет корреляционного интеграла Грассбергера-Прокаччиа по наблюдательным данным дает возможность определить фрактальную размерность аттрактора и энтропии динамической системы. Фрактальная размерность не свидетельствует о хаотической природе динамической системы . Для большей надежности следует использовать два, три и т.д. признака ( спектр Фурье, показатели Ляпунова или фрактальную размерность и т.д. ). В таком случае с уверенностью можно сказать, что система хаотическая или странная. Повышение солнечной активности наиболее ярко проявляется в коротковолновой части спектра ( l ~ 8.5 ё 10 см ). На основе корреляционных интегралов временных рядов флуктуации S - компоненты установлено, что за 2-3 дня до сильных вспышек оценка времени детерминированного поведения турбулентности, в среднем, составляет Тn " 30 ± 3 мин. Установлено, что степень наклонности радиоспектров является одним из основных параметров для краткосрочного прогнозирования сильных солнечных вспышек. Для вспышек с силой і 2 баллов степень наклонности радиоспектров растет от a " 1.6 ± 0.3 до a " 2.9 ± 0.3 за 2 - 4 дня до появления вспышек [30, 31].

СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ

1. Гусейнов Р.Э. и др.// Солн. данные. 1959. № 1; 1960. № 7, 10; 1961. № 5, 12.
2. Гусейнов Р.Э.// Астрон. журн. 1961. Т.38. вып 5; Солн. данные. 1965. № 3, 5; 1966. № 5, 6; Изв. АН Азерб. ССР. серия физ-тех. мат.наук. 1966. № 2, 3, 4; Астрон. журн. 1966. Т. 43. вып. 5; Изв. ГАО. 1967. № 182; Усп. физ. наук. 1969. Т. 99. вып. 3; Астрон. журн. 1971. Т. 48. вып.2; Solar Phys. 1973. V.28. № 2.
3. Гусейнов Р. Э., Имшенник В.С. Палейчик В.В.//Астрон. журн. 1971.Т.48.вып. 4.
4. Бабаев А.Г., Гусейнов Р.Э., Рустамов А.А.// Астрон. журн. 1977. Т.54. С.123.
5. Рустамов А.А.// Солн. данные. 1979. № 2, №12;. Цирк. ШАО. 19741983. № 70;
6. Мамедов С.Г.// Солн. данные. 1962. № 1, 5, 8.
7. Мамедов С.Г., Оруджев Э.Ш.// Солн. данные. 1970. № 5, 12; 1975. № 9; 1983. № 4,5,6; Астрон. журн. 1978. Т.55. С.786; 1983. Т.60. С.1192.
8. Мамедов С.Г. и др.// Цирк. ШАО. 1970. № 2; 1971. № 7, 9; Солн. данные. 1984. № 12; Solar Phys. 1998. V.78. P.29; Цирк. ШАО. 2000. № 98.
9. Караев А.А.// Астрон. цирк. 1969. № 548; Солн. данные. 1970. № 12; 1973. № 4
10. Махмудов М.М.// Солн. данные. 1979. № 5; Астрон. вестник. 1979. № 9.
11. Махмудов М.М. и др.// Солн. данные. 1977. № 12; 1979. № 6; 1979. № 7; 1983. № 11, 12; 1984. № 3; Изв. АН Аз.ССР. сер. физ.-тех. мат. наук. 1984. № 6. С.82; 1985. № 1. С. 83; Препр. ИЗМИРАН.1979. № 9; Solar Phys. 1980. V.66. P.89.
12. Кули-заде Д.М.// Докл. АН Аз.ССР. 1987. № 9. C.19; 1999. № 1-2. С.117. Астрон. журн. 1983. № 3. С.590; 1988. № 3. C.613; Fizika. Изд. ИФ АН Азербайджана. 1997. № 2. С.30; Вестник БГУ. 2000. № 2. С.81; 2000. № 3. С. 80.
13. Магеррамов В.А.// Автореф. канд. дисс. Ленинград. 1985.
14. Мусаев М.М.// Солн. данные. 1968. № 12; 1982. № 9; Докл. АН Аз.ССР. 1983. № 2. Т. 39; Цирк. ШАО. 1971. № 8;. 1989. № 84, 86; Цирк. ШАО. 1999. № 96
15. Гасанализаде А.Г.// Солн. данные. 1963. № 4; 1964. № 8, № 9; 1965. № 7; 1966. № 5, 12; 1967. №10; 1971. № 12; 1976. № 2; 1979. № 7; 1986. № 10, № 11; 1987. № 10,11; 1992. № 9; Solar Phys. 1967. V.1. № 3-4; 1970: V.11. № 3; 1971. V.20. № 2; Докл. АН. Азерб.ССР. 1979. № 7. Астрон. журн. 1977. Т.54. № 4; Изв. ГАО АН СССР. 1979. № 197.
16. Gasanalizade A.G.// Astrophys.Space.Sci. 1992. V.189. P.155; 1992. V.195. P.463; 1994. V.211. P.233; 1995. V.226. P.337.
17. Гасанализаде А.Г.// Деп. ВИНИТИ. 1987. № 5794 - 5796. В 87; Тез. Всес. конф. "Физика Солнца". Алма-Ата. июль 1987. С.102.
18. Cалман-заде Р.Х. и др.// Солн. данные. 1963. № 7; 1976. № 6; Труды ШАО. 1964. Т.3. С.63; Труды АО ЛГУ. 1964. Т.21. С.27; 1970. Т.27. С.18; Докл. АН СССР. 1972. Т.205. № 5. C.1054; Сб. "Дин. и эвол. зв. сист.". 1975. вып. 4. C.20.; Астрон. цирк. 1976. № 910; Астрон. журн. 1976. Т. 53. C.827.
19. Салман-заде Р.Х.// Вестник ЛГУ. 1966. № 1. С.166; № 19. С.129; 1972. № 1. С.145; Астрон. журн. 1969. № 3. Т.46. С.589; Fizika. Изд. ИФ АН Азербайджана. 1997. Т.3. № 4; С.3; Т.3. № 4. С.9;
20. Салман-заде Р.Х.// Об оптич. глуб. Фраунгоф. линий в зв. атм. Баку. "Элм". 1998. 200 C.; Цирк. ШАО.1998. № 93, 94; Fizika. Изд. ИФ АН Азербайджана. 1998. Т.4. № 1. С.47; Препр. ИЗМИРАН. 1999. № 2 (1118 ), № 3 ( 1119);
21. Керимбеков М.Б.// Солн. данные. 1960. № 9; 1964. № 1; Fizika. Изд. ИФ АН Азербайджана. 1999. № 2; Докл. АН Азерб. Респ. 2000. № 1-2.
22. Керимбеков М.Б. и др.// Солн. данные. 1968. № 11; 1976. № 2;. Цирк. ШАО. 1973. № 30, 31; Докл. АН Азерб.Респ. 1990. № 1-2.
23. Джалилов Н.С.// Изв. АН Азерб.ССР. сер.физ.-тех. мат.наук. 1983. № 1. С.6.
24. Жугжда Ю.Д., Джалилов Н.С.// Астрон. Журн. 1981. Т.58. № 4. С.838; Пробл. косм. электродин. Москва, 1981. С.6; Astron. and Astrophys. 1982. V.112. P.16; Физика плазмы. 1982. Т.8. № 5. С.990; Препр.ИЗМИРАН. 1982. № 29 (394), № 37-а, № 40-а, № 44-а.
25. Бабаев Э.С. и др.// Turkish Journ. of Phys. 1994. V.18. № 18. P.1181; Астрон. журн. 1995. Т.72. № 2. С.240; Т.72. № 2. С.230; Иссл. по геом. аэрон. и физ. Солнца. 1991. вып. 99. С.26; Письма в АЖ. 1995. Т.21. № 1. С.59; 1996. Т.22. № 5. С.392; Изв. Российской АН. сер. физ. 1996.Т.60. № 8. С.171.
26. Бабаев Э.С.// Цирк. ШАО.1998. № 93.
27. Бабаев Э.С.// "Scintillation of Transionospheric Radio Waves". European Space Agency Publication EWP-2064. The Netherlands: ESTEC Repro, March 2000. 185 P.
28. Газиев Г.А. и др.// Астрон. цирк. 1989. № 1536; "The solar cycle". ASP. Conf. ser. 1992. V.27. P.410.
29. Гаджиев Т.Г., Газиев Г.А.// Солн. данные. 1982. № 10.
30. Аббасов А.Р.// Канд. дисс. 1967. Ленинград.
31. Гусейнов Ш.Ш. и др..// В сб. "Физика солн. акт.". ИЗМИРАН. 1980. С.118; в сб. "Радиоизлучение Солнца". ЛГУ. 1984. С.164; в сб. "Радиоастр. иссл. солн. сист.". Одесса. 1985. С. 15; в сб. "Ионосфера и солнечно-земные связи". Алма-Ата. 1985. С.85; в сб. "Волновые возмущения в ионосфере". Алма-Ата. 1987. С.109; Астрон. цирк. 1982. № 1242; Изв. АН СССР. 1988. № 2. С.134; Солн. данные. 1990. № 7; Цирк. ШАО. 1999. № 96;