Теоретические вопросы

ТЕОРЕТИЧЕСКИЕ ИССЛЕДОВАНИЯ ПРОВОДИМЫЕ

В ШАО ЗА 40 ЛЕТ

© 2000 г. Ф.К.Касумов. Институт физики АН Азербайджана

Проводились исследования по разработке нового перспективного направления в теоретической астрофизике: роль фазовых переходов и неравновесных нейтринных процессов в равновесии, устойчивости и динамике самогравитирующих тел. Показано, что в ньютоновской теории тяготения (НТТ) размер ядра в устойчивой сферически-симметричной звезде с фазовым переходом растет с уменьшением отношения плотностей вещества при фазовом переходе q, и уменьшением эффективного показателя политропии звезды `n . При q < q_min (`n ) звезда устойчива всегда, при q > 1.5 звезда независимо от `n неустойчива при малом размере ядра. В общей теории относительности (ОТО) звезда неустойчива при фазовом переходе в центре, независимо от `n , если q = e₂/ e₁ > 1.5 ( 1 + R₀ / e₁ ) ( q – отношение плотностей энергии вещества при фазовом переходе, Р₀ – центральное давление ). Получено, что слабовращающаяся звезда в НТТ неустойчива при фазовом переходе в центре, независимо от `n , если q = r₂ /r₁ > 1.5 - w ² / 4pG r₁( w - угловая скорость, G – постоянная тяготения ). Проведен подробный анализ модели звезды с фазовым переходом в НТТ с r = r₁= сonst в оболочке ( старая фаза ) и r = r₂ = сonst в ядре ( новая фаза ); рассмотрены вопросы равновесия, устойчивости, нелинейных радиальных пульсаций, динамики коллапса, затухания колебаний, влияния внешнего давления и слабого вращения на равновесие, устойчивость, частоты радиальных пульсаций. Рассмотрен вопрос полного учета ОТО в равновесии и устойчивости модели. Как при медленном, так и при быстром сжатии холодного вещества, состоящего из четно-нечетных ядер, имеет место нестационарность реакций электронного захвата, приводящая к росту энтропии (нагреву) вещества. Рассчитан коллапс холодного белого карлика с массой, близкой к чандрасекхаровскому пределу, с детальным учетом кинетики нейтронизации и возбужденных состояний конечных ядер. Решена задача о движении свободной частицы конечной массы покоя (нейтрино) во фридмановской вселенной. Найден горизонт частицы в зависимости от начальной и конечной энергии. Рассчитаны характеристики (плотность, спектр, временные флуктуации) фона нейтрино средних энергий во Вселенной, обусловленного вспышками сверхновых. Предложен метод временной корреляции для регистрации нейтрино от релятивисткого коллапса; Показана временная зависимость сигнала в нейтринном сцинтилляционном детекторе от вспышки сверхновой. Исследованы реакции слабого взаимодействия электронов и электронных нейтрино с атомными ядрами, идущих в недрах звезд, находящихся на поздних стадиях эволюции. Изучены роль этих реакций в процессе потери устойчивости и коллапса звезд с малыми массами. Обнаружено существование температуры Т_max такой, что при заданной плотности неравновесные электронные захваты ведут к нагреву при температуре Т< Т_max и к охлаждению вещества при Т > Т_max. Для двухступенчатых реакций Fe⁵⁶+ e^—® Mn⁵⁶+n_e, Mn⁵⁶+ e^—® Cr⁵⁶+n_e при плотности r = 1.26 ·10⁹ г/см³ , Т_max=1.5 ·10⁹ К. Для ядер с произвольным атомным весом А и зарядом Z в рамках ферми-газовой модели атомного ядра рассчитаны скорости электронных захватов и потерь энергии на излучение нейтрино с учетом возбужденных состояний дочерних ядер. В случае захватов электронов с энергиями Е_e≥ 20 MэВ эти скорости могут уточняться с помощью экспериментальных данных о вероятности захватов m^- - мезонов рассматриваемыми ядрами. Получено, что из-за неравновесных b-процессов температура вещества при коллапсе растет столь быстро, что «горячий» режим сжатия (Т > 3·10⁹К), при котором в веществе интенсивно идут ядерные реакции, осуществляется, начиная с плотности, больше ~ 10¹⁰ г/см³. Приведены результаты расчета начальной фазы коллапса железных ядер звезд с массами 1.19 М¤ и 1.21 М¤, вызываемого неравновесными электронными захватами, дифференциальных и полных сечений столкновений электронных нейтрино с атомными ядрами с учетом заряженного и нейтрального токов слабого взаимодействия, а также, оценок фона от нейтрино космических лучей (НКЛ). В случае хлор-аргонового эксперимента фон от НКЛ составляет 0.0065 с.н.е., а в случае галлий-германиевого эксперимента он равен 0.026 с.н.е., где 1 с.н.е. = 10^-36 событий на атом мишени в одну секунду [1 – 8].

Большая серия работ была посвящена исследованиям физической природы конечных продуктов звездной эволюции. Было показано, что в процессе катастрофического сжатия звезды рождаются нейтрино и антинейтрино с энергией 50 МэВ, которые теряют энергию и вместе с нейтрино и антинейтрино меньших энергий уносит до 70% полной энергии звезды ( Мс²). Образование нейтронной звезды (НЗ) в центральной части коллапсирующей звезды способствует увеличению полной энергии нейтрино, но одновременно спектр их становится более мягким. Эти исследования были использованы при проектировании первой советской станции по регистрации космических нейтрино в Баксанском ущелье, и получили блестящее подтверждение в 1987 году во время вспышки Сверхновой (СН) SN1987A в Большом Магеллановом Облаке, нейтринное излучение от которой было зафиксировано в Японии, США, Италии и СССР. Рассчитаны параметры вращающихся НЗ в рамках релятивистской теории. Получены аналитические выражения для параметров НЗ в приближении к политропам с различными индексами политропы. Это позволило оценить массу оболочки, образующейся в результате ротационной неустойчивости коллапсирующей звезды и впервые провести численный расчет взрыва СН за счет магнито-ротационного механизма, без привлечения которого в настоящее время крайне трудно объяснить явление вспышки СН с одновременным образованием НЗ – пульсара. На основе не только оптических, но и рентгеновских наблюдений были сделаны выводы о том, что все звезды, независимо от массы и вхождения в кратные системы, теряют за время эволюции до 75% своей начальной массы. У массивных звезд потери вещества могут достигать еще больших значений, При потере массы звездой, входящей в двойную систему, практически все вещество истекает в межзвездное пространство и лишь небольшая доля захватывается вторым компонентом. На основании этих выводов сделаны два важных заключения: во-первых, даже очень массивные в начале эволюции звезды приходят к стадии предколлапса, имея массу вряд ли больше 2-3 M_k. При коллапсе такой массы не могут образоваться черные дыры и, поэтому, в подавляющем большинстве случаев результатом коллапса становится рождение НЗ; во-вторых, вспышки СН I и II типов не могут сильно различаться ни по энергетике, ни по массе. Эти выводы в последние годы также получили подтверждение и признание астрофизиков. Исследования как пульсаров, так и РЗ позволило сделать вывод о том, что большинство двойных систем (некоторые массивные и подавляющее большинство немассивных) распадаются при вспышке СН. Впервые был создан наиболее полный каталог рентгеновских источников (677 объектов), изданный в США. В него были включены все сведения о рентгеновских источниках, заново рассчитаны спектры и величины температур, анализ отождествлений и т.д. Создание каталога в конце 70-х годов позволило решить многие задачи рентгеновской астрофизики. В частности, впервые в ШАО было предсказано существование в Галактике популяции слабых рентгеновских источников (РИ) и объяснена их физическая природа. В последующем существование этого класса РИ было подтверждено многочисленными отождествлениями слабых источников с конкретными маломассивными системами, число которых в настоящее время в Галактике превышает нескольких сотен объектов. Анализ сведений, включенных в каталог, позволил решить и проблему так называемых рентгеновских Новых – объектов, которые видны как рентгеновские звезды лишь в течение нескольких недель или месяцев. Еще в 1974 году на основании разрозненных данных в ШАО была выдвинута гипотеза о том, что рентгеновские Новые – это активная фаза в эволюции слабых немассивных РЗ, речь о которых шла выше. В то же время в ШАО была построена первая обобщенная кривая блеска таких источников. Наблюдения, проведенные в 1975-77 гг. с бортов спутников «Ариэль» и «САС-3», а позднее с борта обсерватории «Эйнштейн», подтвердили как вывод о природе рентгеновских Новых, так и их кривую блеска. Анализ наблюдений показал, что излучение некоторых рентгеновских Новых не исчезает полностью – яркость источника выходит на стационарный режим слабого источника. Более того, конкретные отождествления (например, РЗ А 0620-00, оптическое наблюдения которого проводились и в ШАО) подтвердили, что рентгеновские новые, как и стабильные слабые источники являются двойными системами, одна из звезд которых нейтронная, а другая – карликовая звезда. Впервые предложен метод классификации галактических остатков Сверхновых (ОСН) по типам, при отсутствии данных о кривых блеска и химического состава. Получена новая зависимость поверхностой радиояркости от диаметра для ОСН в свете современных представлений о структуре межзвездной среды (МЗС). Показано, что влияние регулярного компонента МЗС полностью подавляется неоднородностями в МЗС. На основе наблюдательных данных во всех диапазонах длин волн оценены физические характеристики ОСН, что позволило построить наиболее адекватную теорию эволюции этих объектов. Впервые предложена методика определения электронной концентрации в объеме Галактики, занятой известными к тому времени 331 пульсарами. На основе этой методики рассчитаны наиболее корректные расстояния до пульсаров и найдены их новые параметры. Впервые было показано, что пульсары образуют около центра Галактики плоское кольцо. Плотность числа пульсаров в кольце незначительно растет в направлении на галактический центр, достигает максимума на расстоянии 5-6 кпс от центра, а затем уменьшается. Толщина кольца около 8 кпс. Идея кольцевого распределения пульсаров была впоследствии подтверждена в работах других исследователей, в том числе в работе австралийских радиоастрономов - авторов высокочуствительного обзора неба. Определено главное направление эволюции пульсаров, вдоль которого значительно сужается диаграмма излучения пульсаров, а также углы между магнитной осью и осью вращения. Исследована генетика происхождения пульсаров. Впервые показано, что рождение пульсаров непосредственно связано со вспышками СН II типа и что «прародителями» пульсаров являются звезды, которые в начале своей эволюции имели массу в среднем более 5 M_k. Таким образом, на более полном и статистически однородном материале была подтверждена выдвинутая еще в 1974 году гипотеза о происхождении пульсаров из массивных звезд так называемой плоской галактической популяции. Применением механизма регулярного ускорения (МРУ) заряженных частиц на фронте ударной волны к ОСН оболочечного типа было показано перспективность применения этого механизма для объяснения природы и эволюции радиоизлучения ОСН. В ШАО впервые была предложена возможность наблюдательной проверки идеи о том, что ускорению подвергаются электроны с «хвоста» максвелловского распределения нагретых на ударной волне электронов. Был предсказан степенной рентгеновский спектр в области энергий ³ 20 кэВ от этих электронов в ОСН Кассиопея А. Действительно, в последующем такие спектры были обнаружены от ОСН Кассиопея А. Для эффективности ускорения электронов в ОСН Кассиопея А была получена оценка, что ускорению подвергается каждая из 10³ тепловых электронов. Эти наши результаты получили признание среди специалистов по рентгеновскому излучению и регулярному ускорению электронов в ОСН во всем мире. Для объяснения расхождения величины спектрального индекса радиоизлучения Кассиопеи А с величиной, предсказываемой МРУ, в ШАО одним из первых была предложена двухкомпонентная природа радиоспектра этого ОСН. Впервые был использован многофакторный метод оценки средней скорости пульсаров, который включал в себя эффект размывания рукавной картины распределения пульсаров со временем, взаимное расположение центров плерионов и центров комбинированных ОСН, а также флуктуации областей звездообразования от геометрической плоскости симметрии Галактики (по некоторым долготным секторам). По всем этим методам оценки получены очень близкие значения не превосходящие ~250-300 км/с. Построена переходная функция, т.е., функция, связывающая массы БК и их прародителей на главной последовательности (ГП), и показано, что верхний предел массы прародителей БК на ГП равен 7-8 M_k.. Звезды с такими массами в конце эволюции порождают БК с массами 1.3–1.4 M_k. Проведено сравнение пространственных распределений исторических СН, ОСН, пульсаров и массивных рентгеновских двойных систем с областями звездообразования. При этом отобраны объекты не подверженные влиянию эффектов селекции и показано, что примерно 30% вспышек СН связаны с эволюцией звезд с массами £ 9 M_k и тем самым по данным функции звездообразования нижний предел массы прародителей НЗ оказался равным ~7-8 M_k.. Опираясь на результаты исследования радио – и рентгеновских пульсаров в двойных системах, а также на НЗ, не выявляющие пульсирующего излучения, изучено распределение их по массам. Построена функция распределения этих объектов по массе с учетом степени надежности оценок масс и возможности увеличения массы рентгеновских пульсаров с момента их образования за счет аккреции вещества со второго компонента. Показано, что эта функция с высокой степенью точности описывается нормальным законом распределения с параметрами: s = 0.206, m_мах = 1.48 M_k . Максимум функции лежит вблизи чандрасекаровского предела ~1.4 M_k . Верхняя граница массы НЗ в момент рождения не превышает 2 M_k . Следует заметить, что еще в 1970 г. в ШАО было отмечено, что из требования положительности дефекта массы и возможных энергетических потерь в процессе формирования, НЗ с массами > 1.6 – 2 M_k не могут возникнуть из первоначально разреженного газа. Поскольку формирование НЗ всегда сопровождается вспышкой СН, то этот результат указывает на то, что значительная часть ядра Сверхгиганта с массой на главной последовательности > 7M_k в процессе образования НЗ должна быть сброшена в оболочку ОСН или околозвездную область. Наличие значительного содержания гелия, кислорода и железа в оболочке Сверхновой 1987 года в Большом Магеллановом Облаке, подтверждает этот вывод. Аккреция вещества в тесных двойных системах на НЗ и ЧД не приводит к значительному увеличению их масс и существующий разрыв между их массами (³ 2 – 3 M_k) невозможно объяснить аккрецией вещества компонента. Большие массы ЧД (10 – 15 M_k) и малые пространственные скорости центров масс систем, содержащих ЧД, свидетельствуют о том, что ядро Сверхгиганта коллапсирует в ЧД без вспышки СН. Выявлена группа одиночных радиопульсаров с магнитными полями £ 10¹¹Гс и возрастами t > 10⁷ лет, для объяснения которых выдвинута гипотеза о происхождении этих объектов из рентгеновских пульсаров, ранее входивших в двойные системы. После распада такой системы в результате взрыва второго компонента они превращаются в одиночные радиопульсары с подобными параметрами. Ослабление начального стандартного для обычных пульсаров магнитного поля на 2-3 порядка величины в этом случае объясняется аккрецией вещества со второго компонента, который в последующем также взрывается и превращается в радиопульсар с обычными параметрами. Предложенный сценарий происхождения этой группы радиопульсаров, естественно объясняет их относительно малые пространственные скорости и незначительную удаленность от галактической плоскости по сравнению с одиночными пульсарами, не прошедшими рентгеновскую стадию развития в двойных системах и расхождение между характеристическими и кинематическими возрастами радиопульсаров с ростом t. Помимо этого получены интересные результаты об особенностях и характере энергетических потерь молодых пульсаров, объясняющих полученные в последние годы наблюдательные данные по этим объектам (отсутствие пульсаров в ОСН, значения показателя торможения n и др.). Рассчитана модель, описывающая эволюцию радиоизлучения остатка Гиперновой звезды. Показано, что остаток Гиперновой имеет высокую поверхностную яркость в радиодиапазоне при диаметрах 200-300 пс. Такие остатки легко могут быть обнаружены в соседних галактиках как точечные источники радиоизлучения со спектральными индексами 0.5 - 0.6, характерными для обычных ОСН. Обнаружение таких остатков позволит выбрать возможную модель СН с экстремальным энерговыделением в пользу модели Гиперновой звезды. Однако, исследованная, хотя и не достаточно богатая, статистика ОСН с большими диаметрами пока не обнаружила остатков Гиперновых. С другой стороны, объяснение происхождения высокоскоростных радиопульсаров ( V~250-300 км/с) в результате распада тесных двойных систем только при симметричной вспышке СН также не согласуется с наблюдательными оценками времени жизни массивных звезд и частотой их рождения. Высокоскоростные радиопульсары, скорее всего, образуются в процессе асимметричных вспышек первичных компонентов двойных систем, включающих в себя и широкие пары. По-видимому, асимметрично-направленный взрыв обычной СН является более приемлемой для объяснения аномально-энергичных вспышек СН, косвенным подтверждением которой и является существование высокоскоростных радиопульсаров, образующихся в результате таких взрывов [9 – 32].

Серия работ была посвящена разработке аналитического аппарата для решения уравнения переноса излучения в спектральных линиях при некогерентном и анизотропном рассеянии в плоскопараллельных средах. Был разработан аналитический метод решения граничной задачи для уравнения переноса излучения в спектральных линиях в плоскопараллельной геометрии. Доказано существование оператора P_h (при h = ¥ и h < ¥) , сопоставляющего заданному распределению входящего излучения распределение на всем граничном множестве. Найден явный вид альбедного оператора Р в случае полубесконечного слоя, а также явные представления операторов отражения и пропускания в случае конечного слоя. Решения однородного и неоднородного уравнений в случаях полубесконечного и конечного слоев представлены в операторной форме через оператор-экспоненту exp (tA) и оператор-функцию Грина G_t.. При помощи этих формул и операторного исчисления вычислен явный аналитический вид решения однородного уравнения в полубесконечном слое. Получены рекуррентные уравнения и соотношение ортогональности для специальных полиномов , обобщенных на случай спектральных линий. Найден аналитический вид решений при ЧПЧ (частичное перераспределение по частотам) альбедной задачи, задачи с неоднородным граничным условием в конечном слое, проблемы Милна, задачи с первичными источниками вида конечной суммы произведений полиномов и экспонент [33, 34].

СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ

1. Сеидов З.Ф.// Астрофизика. 1967. Т.3. С.139; 1970, Т.6. С.687; 1970. Т.6. С.521; Астрон. журн. 1971. Т.48. С.443; Письма в АЖ. 1978. Т.4. С.266; Astrophys.Space Sci. 1982. V.8. P.483; Препр. № 889. 1984. ИКИ АН СССР; Тез. 6-й Сов.грав.конф. 1984. Москва; Докл. АН Азерб.ССР. 1984.Т.40.С.51.
2. Сеидов З.Ф., Кузахмедов Р.Х.// Астрон. журн. 1977. Т.54. С.707; 1978. Т.55. С.1250.
3. Бисноватый-Коган Г.С., Сеидов З.Ф.// Астрофизика. 1969. Т.5. С.243; Астрон. журн. 1970. Т.47. С.139; Письма в ЖЭТФ. 1974. Т.19. С.617; Астрон. журн. 1982.Т.59. С.213; 1983. Т.60. С.220; 11-th Texas Conf.Rel.Astr. 1983. P.319; Astrophys. Space Sci. 1984. V.102. P.131; Prepr. № 912. 1984. Space Res. Inst.
4. Имшенник В.С., Сеидов З.Ф. // Астрофизика. 1970. Т.6. С.301.
5. Рудзский М.А., Сеидов З.Ф.// Астрон. журн. 1974. Т.51. С.936; Изв. АН Азерб.ССР. сер. физ.-тех. и мат. наук. 1974. № 4. С.98; Ядерная физика. 1979. Т.30. С.1063.
6. Бисноватый-Коган Г.С., Рудзский М.А., Сеидов З.Ф.// ЖЭТФ. 1974. Т.67. С.1621.
7. Бугаев Э.В., Рудзский М.А., Бисноватый-Коган Г.С., Сеидов З.Ф.// 1974. Препр. ИКИ АН СССР. № 403.
8. Баско М.М., Рудзский М.А., Сеидов З.Ф.// Астрофизика. 1980. Т.16. С.321.
9. Зельдович О.Х., Гусейнов О.Х.// Докл. АН СССР. 1965. Т.162.№ 4; ЖЭТФ. 1965. Т.1. №4
10. Гусейнов О.Х.//-Астрон. журн. 1966. №3; 1968. № 5; Перем. звезды. 1972. Т.18. С.443.
11. Гусейнов О.Х., Гурович В.Ц.// ЖЭТФ. 1965. Т.1. № 3.
12. Гусейнов О.Х., Касумов Ф.К.// Астрофизика. 1972. Т.8. С.425; Астрон. журн. 1971. Т.48. С.722; 1973. Т.50. С.1166; Астрон. цирк. 1972. № 562; Сб. научн. тр. конф. «Релят. астроф.» Минск. 1976. С.13; Astrophys. Space Sci. 1978. V.59. P.285; Symp.95 IAU. Bonn. 1981; Mem.Soc.Astron.Italiana. 1974. V.45. P.723.
13. Гусейнов О.Х, Касумов Ф.К, Юсифов И.М.// Астрон. журн. 1981. Т.58. С.996; 1981. Т.58. С.1195; 1982. Т.59. С.51; 1982, Т.59. С.312; Астрофизика. 1978.Т.14. С.351.
14. Guseinov O.H., Kasumov F.K. Kalinin E.V.// Astrophys. Space Sci. 1980. V.68. P.385.
15. Гусейнов О.Х., Касумов Ф.К., Лазарев В.Н., Осипчук А.В.//- Астрон. журн. 1973. Т. 50. С.33.
16. Гусейнов O.Х., Новрузова Х.И.// Астрофизика. 1974. Т.10. С.273.
17. Гусейнов О.Х., Юсифов И.М.// Астрон. журн. 1985. Т.62. С.240; 1986. Т.63. С.265. Astrophys. Space Sci. 1983. V.94. P.249.
18. Амнуэль П.Р., Гусейнов О.Х., Касумов Ф.К.// Астрофизика.1971. Т.7. С.651; Астрон. журн. 1972. Т.49. С.1143.
19. Amnuel P.R., Guseinov O.H.// Astron. Astrophys. 1974. V.31. P.37;1976. V.46. P.163; Astrophys. Space Sci. 1979. V.60.
20. Амнуэль П.Р., Гусейнов О.Х., Рахамимов Ш.Ю.// Письма в АЖ. 1976. Т.2. № 8. С.392; Ap.J. Supl. 1975. V.41; Astrophys. Space Sci. 1974, V.29; 1982. V.92.
21. Ахундова Г.В., Гусейнов О.Х., Рахамимов Ш.Ю.// Астрофизика. 1974. V.10. P.85.
22. Касумов Ф.К., Новрузова Х.И., Тагиева С.О.// Fizika. Изд. ИФАН Азерб. Респ. 1998. Т.4. № 2;
22. Аллахвердиев А.О., Гусейнов О.Х., Тагиева С.О.// Fizika. Изд. ИФАН Азерб. Респ. 1998. Т.4. № 4.
23. Allahverdiyev А.O., Guseynov O.H.,Kasumov F.K. Yusifov I.M.// Astrophys. Space Sci. 1983. V.97. P.287.
24. Allahverdiyev А.O., Amnuel P.R., Guseinov O.H., Kasumov F.K.// Astrophys. Space Sci. 1983. V.97. P.261.
25. Allahverdiyev А.O., Asvarov A.I., Guseyinov O.H., Kasumov F.K.// Astrophys. Space.Sci. 1986. V.123. P.237.
26. Аллахвердиев А.О., Гусейнов О.Х., Тагиева С.О., Юсифов И.М.// Астрон. журн. 1997. Т.74. № 2. С.297.
27. Aydin C.,Ozdemir S., Guseynov O.H., Ozel M.,Tagieva S.O.// Turkish J.Phys. 1996. V.20. № 10.
28. Tagiyeva S.O., Ankay A, Guseynov O.H, Sezer A.// Astron. Astrophys.Trans. 2000. V.19. P.123.
29. Тагиева С.О.// Канд. дисс. Баку. БГУ. 1999.
30. Асваров А.И., Гусейнов О.Х., Догель В.А., Касумов Ф.К.// Астрон. журн. 1989. Т.66. С.1030; Astron. and Astrophys. 1990. V.229. P.196.
31. Asvarov A.I., Guseinov O.H, Dogiel V.A.// Proc.21th ICRC. 1990. Adelaide. V.1. P.121.
32. Асваров А.И.// Канд. дисс. ФИАН им. Лебедева. Москва. 1994; Abstract Book. 23rd GA IAU. Aug 17-30. Kyoto. Japan. 1997. P.329; 24rd GA IAU. Manchester. 7-18 Aug. 2000. P.145; ASP Conf. Ser. «Galaxies and Their Constituents at the Highest Angular Resolutions». 2000. IAU Symp. P.205.
33. Аliyev J.S.// Astrophys.Space Sci. 1986. V.121. № 1. P.45; V.121. № 2. P.283.
34. Алиев Дж.С.// Труды конф. мол. уч. Баку. 1986; Деп. ВИНИТИ. 1988. № 7930; ДАН СССР. 1989. Т.307. № 6. С.1340; Цирк. ШАО. 1991. № 88,89,90,91.