РЕФЕРАТ ЗВЕЗДЫ во ВСЕЛЕННОЙ ЛЕПЯВКО КАТЕРИНА ЗВЕЗДЫ, горячие светящиеся небесные тела, подобные Солнцу. Звезды различаются по размеру, температуре и яркости. По многих параметрам Солнце - типичная звезда, хотя кажется гораздо ярче и больше всех остальных звезд, поскольку расположено намного ближе к Земле. Даже ближайшая звезда (Проксима Кентавра) в 272 000 раз дальше от Земли, чем Солнце, поэтому звезды кажутся нам светлыми точками на небе. Хотя звезды рассыпаны по всему небосводу, мы видим их только ночью, а днем на фоне яркого рассеянного в воздухе солнечного света они не видны. Живя на поверхности Земли, мы находимся на дне воздушного океана, который непрерывно волнуется и бурлит, преломляя лучи света звезд, отчего они кажутся нам мигающими и дрожащими. Космонавты на орбите видят звезды как цветные немигающие точки. КАРТА ЗВЕЗДНОГО НЕБА Многие века звездное небо вдохновляло людей; это нашло отражение в литературе и религии. Некоторые боги отождествлялись с отдельными звездами, планетами и созвездиями. В давние времена все небесные светила, кроме Луны и Солнца, называли «звездами», а планеты - «блуждающими звездами». Перемещение блуждающих звезд относительно неподвижных вызывало интерес и благоговение. Поскольку люди считали себя центром мироздания, они думали, что перемещение светил как-то влияет на их судьбу. Это астрологическое поверье, не исчезнувшее до сих пор, стимулировало астрономические наблюдения, необходимые для составления астрологических прогнозов. Поскольку все планеты движутся приблизительно в одной плоскости, их наблюдаемые с Земли траектории проходят на небе вдоль узкой полосы, называемой Зодиаком. Поэтому расположенные вдоль Зодиака созвездия - Телец, Овен и др. - в прежние времена считались особенно важными. См. также АСТРОЛОГИЯ; СОЗВЕЗДИЕ; ЗОДИАК. Многие храмы были ориентированы по звездам. Скажем, Великие пирамиды в Гизе построены так, что узкий коридор в них направлен точно на полярную звезду, роль которой тогда выполняла a Дракона. Мегалитическая постройка Стоунхендж на Солсберийской равнине в Англии сооружена в точном соответствии с сезонными изменениями положения Солнца и Луны. В нашу эпоху звезды часто используют как яркие метки на небе для определения времени и для навигации. Поскольку Земля вращается, каждый наблюдатель замечает, как звезды поочередно пересекают воображаемую линию север-зенит-юг (небесный меридиан). Это явление применяют для отсчета звездного времени. За начало новых звездных суток на всей Земле принят момент пересечения определенной точкой небесной сферы меридиана Гринвича в Англии. См. также ВРЕМЯ; НАВИГАЦИЯ. В настоящее время известно, что звезды - это гигантские природные генераторы энергии, с высокой эффективностью превращающие часть своего вещества в излучение. В последние десятилетия было окончательно установлено, как формируются звезды. Это происходит в тех областях пространства, где собирается достаточно большая масса межзвездного газа, который под действием собственного тяготения сжимается и разогревается до тех пор, пока температура не достигнет критического значения, необходимого для протекания ядерных реакций. Свойства образовавшейся звезды практически полностью определяются массой исходного газового облака. См. также КОСМОЛОГИЯ В АСТРОНОМИИ; ГРАВИТАЦИОННЫЙ КОЛЛАПС; ЯДЕРНЫЙ СИНТЕЗ. Обозначения звезд. В нашей Галактике более 100 млрд. звезд. На фотографиях неба, полученных крупными телескопами, видно такое множество звезд, что бессмысленно даже пытаться дать им всем имена или хотя бы сосчитать их. Около 0,01% всех звезд Галактики занесено в каталоги. Таким образом, подавляющее большинство звезд, наблюдаемых в крупные телескопы, пока не обозначено и не сосчитано. Самые яркие звезды у каждого народа получили свои имена. Многие из ныне употребляющихся, например, Альдебаран, Алголь, Денеб, Ригель и др., имеют арабское происхождение; культура арабов послужила мостом через интеллектуальную пропасть, отделяющую падение Рима от эпохи Возрождения. В прекрасно иллюстрированной Уранометрии (Uranometria, 1603) немецкого астронома И.Байера (1572-1625), где изображены созвездия и связанные с их названиями легендарные фигуры, звезды были впервые обозначены буквами греческого алфавита приблизительно в порядке убывания их блеска: a - ярчайшая звезда созвездия, b - вторая по блеску, и т.д. Когда не хватало букв греческого алфавита, Байер использовал латинский. Полное обозначение звезды состояло из упомянутой буквы и латинского названия созвездия. Например, Сириус - ярчайшая звезда в созвездии Большого Пса (Canis Major), поэтому его обозначают как a Canis Majoris, или сокращенно a CMa; Алголь - вторая по яркости звезда в Персее обозначается как b Persei, или b Per. Дж.Флемстид (1646-1719), первый Королевский астроном Англии, ввел систему обозначения звезд, не связанную с их блеском. В каждом созвездии он обозначил звезды номерами в порядка увеличения их прямого восхождения, т.е. в том порядке, в котором они пересекают меридиан. Так, Арктур, он же a Волопаса (b Bootes), обозначен как 16 Bootes. Некоторые необычные звезды иногда называют именами астрономов, впервые описавших их уникальные свойства. Например, звезда Барнарда названа в честь американского астронома Э.Барнарда (1857-1923), а звезда Каптейна - в честь нидерландского астронома Я.Каптейна (1851-1922). На современных картах звездного неба обычно нанесены древние собственные имена ярких звезд и греческие буквы в системе обозначений Байера (его латинские буквы используют редко); остальные звезды обозначают согласно Флемстиду. Но не всегда на картах хватает места для этих обозначений, поэтому обозначения остальных звезд нужно искать в звездных каталогах. Звездные каталоги. Самый обширный звездный каталог Боннское обозрение (Bonner Durchmusterung, BD) составил немецкий астроном Ф.Аргеландер (1799-1875). В нем указаны положения 324 198 звезд от северного полюса до склонения -2°. Звезда, обозначенная, например, как BD +7°1226, является 1226-й в порядке прямого восхождения звездой в восьмом поясе северных склонений. Продолжение этого каталога (SBD) к югу до склонения -23°, содержащее 133 659 звезд, составил немецкий астроном Э.Шенфельд (1828-1891). Оставшуюся часть южного неба покрыли каталоги Кордовское обозрение (Cordoba Durchmusterung, CD) и Капское фотографическое обозрение (Cape Photographic Durchmusterung, CPD). Всего в этих каталогах более 1 млн. звезд приблизительно до 10 звездной величины. Значительно больше звезд в каталоге Карта неба (Carte du ciel, или Astrographic Catalogue), содержащем положения нескольких миллионов звезд на 44 000 фотопластинок, полученных в обсерваториях всего мира. Современный большой каталог точных положений 258 997 звезд создан в Смитсоновской астрофизической обсерватории (SAO). Обширный каталог звездных спектров создан американским астрономом Э.Кэннон (1863-1941) и назван Каталогом Генри Дрэпера (Henry Draper Catalogue of Stellar Spectra, HD). Существует множество специальных каталогов. Например, звезды с измеренными собственными движениями собраны в Общем каталоге (General Catalogue, GC) и в Йельских зонных каталогах (Yale Zone Catalogues). Есть каталоги звезд с измеренными лучевыми скоростями, звезд с переменным блеском, каталоги двойных звезд. Самые слабые звезды не занесены в каталоги, но их можно найти на фотографических картах неба и определить их координаты и блеск относительно более ярких звезд. Самый полный фотографический атлас, покрывающий все небо, - это Паломарский обзор (Palomar Survey), на картах которого видны звезды до 21-й звездной величины. Переменные звезды. Переменные звезды обозначают в порядке их обнаружения в каждом созвездии. Первую обозначают буквой R, вторую - S, затем T и т.д. После Z идут обозначения RR, RS, RT и т.д. После ZZ идут AA и т.д. (Букву J не используют, чтобы не было путаницы с I.) Когда все эти комбинации истощаются (всего их 334), то продолжают нумерацию цифрами с буквой V (variable - переменный), начиная с V335. Примеры: S Car, RT Per, V557 Sgr. Расстояния до звезд. Ближайшая к нам звезда - Солнце, до него ок. 150 млн. км. Ближайшая к Солнцу яркая звезда - a Кентавра, которую можно увидеть только в Южном полушарии, до нее 42 000 млрд. км. Но еще чуть ближе к нам расположен ее невидимый глазом спутник, звезда Проксима («ближайшая») Кентавра. Всего лишь вдвое дальше расположен Сириус, ярчайшая звезда нашего неба. Поскольку расстояния до звезд так велики, их неудобно измерять в километрах. Лучше использовать специальные единицы; например, в научно-популярной литературе часто используют «световой год», т.е. расстояние, которое луч света проходит со скоростью около 300 000 км/с за год; это ок. 9460 млрд. км. Расстояние до Проксимы 4,3 св. года, а до Сириуса ок. 8,7 св. года. Впервые расстояния до звезд были независимо измерены в 1838 Ф.Бесселем в Германии (до звезды 61 Лебедя), Т.Хендерсоном на мысе Доброй Надежды (до a Кентавра) и В.Струве в России (до Веги). Однако полутора веками ранее И.Ньютон сумел оценить порядок расстояния до звезд. Полагая, что Солнце - это рядовая звезда, он вычислил, что ее нужно удалить в 250 000 раз, чтобы Солнце выглядело как обычная звезда на небе. Так Ньютон ввел весьма универсальный метод определения расстояний в астрономии. Если каким-либо образом нам известна истинная светимость звезды, то нетрудно рассчитать, на каком расстоянии она будет иметь наблюдаемый блеск. Главное здесь - определить истинную светимость звезды. На практике для этого используют спектроскопию: в спектре звезды есть несколько индикаторов ее светимости. БЛИЖАЙШИЕ ЗВЕЗДЫ1 Звезда Параллакс(секунды дуги) Расстояние (св. годы) Относительная светимость Цвет Солнце - -2 1 Желтый a Кентавра 0,760 4,3 1,5 Желтый Звезда Барнарда 0,552 5,9 0,0006 Красный Вольф 359 0,425 7,7 0,00002 Красный Лаланд 21185 0,398 8,2 0,0055 Красный Сириус 0,375 8,6 23 Белый Лейтен 726-8 0,368 8,9 0,00006 Красный Росс 154 0,345 9,5 0,00041 Красный Росс 248 0,316 10,2 0,00011 Красный Лейтен 789-6 0,305 10,7 0,00009 Красный e Эридана 0,303 10,8 0,30 Оранжевый Росс 128 0,301 10,8 0,00054 Красный 61 Лебедя 0,296 11,0 0,084 Оранжевый e Индейца 0,291 11,2 0,14 Оранжевый Процион 0,285 11,4 7,3 Желтый 1 Данные только для главных компонентов двойных и кратных звезд.2 Расстояние до Солнца 150 млн. км, или 1 астрономическая единица. Но спектроскопический метод нуждается в калибровке. Для некоторых групп звезд используются специальные методы определения расстояний, например, статистический метод, основанный на видимом движении звезд по небу. Однако базовым методом определения расстояний до звезд служит метод тригонометрических параллаксов. Параллакс. Метод параллакса основан на измерении видимого смещения близких звезд на фоне более далеких при наблюдении из разных точек орбиты Земли. Чем ближе звезда, тем больше ее угловое смещение. Параллаксом звезды называют угол, под которым от нее виден радиус земной орбиты, равный 1 астрономической единице (а.е.), или 150 млн. км. Это чисто геометрический и поэтому очень надежный метод. К сожалению, параллаксы удается измерить лишь у нескольких тысяч ближайших звезд. Расстояния до них служат фундаментом при определении спектральными методами расстояний до более далеких звезд. Астрономы прошлого, например Т.Браге (1546-1601), не смогли заметить параллактического смещения звезд, из чего они заключили, что Земля неподвижна. Действительно, параллаксы даже ближайших звезд не превышают 1ўў; под таким углом виден мизинец с расстояния в километр. Измерение столь малых углов - большое достижение современной техники. Наибольший параллакс (0,762ўў) имеет Проксима Кентавра - маленький спутник звезды a Кентавра, расположенный ближе нее к Солнцу. На основе тригонометрических параллаксов астрономы ввели единицу длины «парсек» (пк) - расстояние до звезды, параллакс которой равен 1ўў; 1 пк = 3,26 св. года. Наименьшие параллаксы, которые удается сейчас измерять, составляют 0,01ўў; это соответствует расстоянию в 100 пк или 326 св. лет. Светимость звезд. Полную мощность излучения звезды во всем диапазоне электромагнитного спектра называют истинной или болометрической «светимостью». Например, светимость Солнца 3,86ґ1026 Вт. Чем больше масса нормальной звезды, тем выше ее светимость; она возрастает примерно как куб массы. Это соотношение масса - светимость сначала было найдено из наблюдений, а позже получило теоретическое обоснование. Поток энергии, приходящий от звезды на Землю, называют «видимым блеском»; он зависит не только от истинной светимости звезды, но и от ее расстояния до Земли. Звезда низкой светимости, расположенная близко к Земле, может иметь больший блеск, чем звезда высокой светимости на большом расстоянии. ЯРЧАЙШИЕ ЗВЕЗДЫ Звезда Звездная величина Светимость (Солнце=1) Показатель цвета Цвет видимая абсолютная Сириус -1,43 +1,4 23 0,00 Белый Канопус -0,72 -4,5 1500 0,16 Желтый a Кентавра -0,27 +4,7 1,5 0,68 Желтый Арктур -0,06 -0,1 100 1,24 Оранжевый Вега +0,02 +0,5 50 0,00 Белый Капелла +0,05 -0,6 170 0,80 Желтый Ригель +0,14 -7,0 40000 -0,04 Голубой Процион +0,37 +2,7 7,3 0,41 Желтый Бетельгейзе +0,50 -5,0 17000 1,87 Красный Ахернар +0,51 -2,0 200 -0,16 Голубой b Кентавра +0,63 -4,0 5000 -0,23 Голубой Альтаир +0,77 +2,2 9 0,22 Белый Альдебаран +0,86 -0,7 100 1,52 Оранжевый a Креста +0,87 -4,0 4000 -0,25 Голубой Спика +0,96 -3,0 2800 -0,25 Голубой Антарес +1,16 -4,0 3500 1,83 Красный Фомальгаут +1,16 +1,9 14 0,10 Белый Поллукс +1,25 +1,0 45 1,02 Оранжевый Денеб +1,28 -7,0 60000 0,09 Белый b Креста +1,36 -4,0 6000 -0,25 Голубой Регул +1,48 -0,7 120 -0,12 Голубой Шаула (l Sco) +1,60 -5,0 8000 -0,21 Голубой Адара (e СМа) +1,64 -3,0 1700 -0,24 Голубой Беллатрикс +1,97 -4,0 2300 -0,23 Голубой Кастор +0,9 27 0,03 Белый Звездные величины. Блеск звезд выражают в особых, исторически сложившихся «звездных величинах». Происхождение этой системы связано с особенностью нашего зрения: если сила источника света изменяется в геометрической прогрессии, то наше ощущение от него - лишь в арифметической. Греческий астроном Гиппарх (до 161 - после 126 до н.э.) разделил все видимые глазом звезды на 6 классов по яркости. Самые яркие он назвал звездами 1-й величины, а самые слабые - 6-й. Позже измерения показали, что поток света от звезд 1-й величины примерно в 100 раз больше, чем от звезд 6-й величины по Гиппарху. Для определенности решили, что различие на 5 звездных величин в точности соответствует отношению потоков света 1:100. Тогда разница блеска на 1 звездную величину соответствует отношению яркостей . Например, звезда 1-й звездной величины в 2,512 раза ярче звезды 2-й величины, которая, в свою очередь, в 2,512 раза ярче звезды 3-й величины, и т.д. Это весьма универсальная шкала; она годится для выражения освещенности, создаваемой на Земле любым источником света. Для сравнения звезд по их истинной светимости используют «абсолютную звездную величину», которая определяется как видимая звездная величина, которую имела бы данная звезда, если поместить ее на стандартном расстоянии от Земли в 10 пк. Если какая-либо звезда имеет параллакс p и видимую величину m, то ее абсолютную величину M вычисляют по формуле Звездными величинами можно описывать излучение звезды в различных диапазонах спектра. Например, визуальная величина (mv) выражает блеск звезды в желто-зеленой области спектра, фотографическая (mp) - в голубой, и т.п. Разность между фотографической и визуальной величинами называют «показателем цвета» (color index) он тесно связан с температурой и спектром звезды. Размеры звезд. Звезды очень сильно различаются по диаметру: белые карлики бывают размером с земной шар (ок. 13 000 км), а звезды-гиганты превышают размером орбиту Марса (455 млн. км). В среднем размер звезд, видимых на небе невооруженным глазом, близок к диаметру Солнца (1 392 000 км). За редкими исключениями диаметры звезд не поддаются прямому измерению: даже в крупнейшие телескопы звезды выглядят точками из-за гигантских расстояний до них. Конечно, Солнце является исключением: его угловой диаметр (32ў) легко измерить; еще у нескольких самых крупных и близких звезд с большим трудом удается измерить угловой размер и, зная расстояние до них, определить их линейный диаметр. Эти данные приведены ниже в таблице. КРУПНЕЙШИЕ ЗВЕЗДЫ НАШЕЙ ГАЛАКТИКИ Звезда Угловой диаметр (секунды дуги) Параллакс (секунды дуги) Линейный диаметр (млн. км) Бетельгейзе 0,040 0,005 1368 a Геркулеса 0,030 0,004 1110 Антарес 0,040 0,020 306 b Пегаса 0,021 0,020 153 Альдебаран 0,020 0,050 63 Арктур 0,020 0,090 32 В некоторых случаях удается прямо определить линейные диаметры звезд в двойных системах. Если звезды периодически закрывают друг друга, то по продолжительности затмения, измерив по смещению спектральных линий орбитальную скорость звезд, можно вычислить их диаметр. Для подавляющего большинства звезд диаметры определяют косвенно, на основе законов излучения. Определив по виду спектра температуру звезды, на основе законов физики можно вычислить интенсивность излучения ее поверхности. Зная полную светимость, уже легко вычислить площадь поверхности и диаметр звезды. Полученные таким образом диаметры хорошо согласуются с измеренными непосредственно. В течение жизни размер звезды сильно меняется. Она начинает свою эволюцию как сжимающееся газовое облако огромного размера, затем длительное время остается в виде нормальной звезды, а в конце своей жизни увеличивается в десятки раз, становясь гигантом, сбрасывает оболочку и превращается в маленький «белый карлик» или совсем крохотную «нейтронную звезду». См. также НЕЙТРОННАЯ ЗВЕЗДА; ПУЛЬСАР. Звездные населения. В 1944 американский астроном немецкого происхождения В.Бааде предложил разделить звезды на два типа, которые он назвал Населением I и Населением II. К Населению I он отнес молодые звезды и связанные с ними межзвездные газ и пыль, которые наблюдаются в спиральных рукавах галактик и рассеянных скоплениях. Население II состоит из старых звезд, встречающихся в шаровых скоплениях, эллиптических галактиках и центральных областях спиральных галактик. Ярчайшие звезды Населения I - это голубые сверхгиганты, которые раз в 100 ярче, чем ярчайшие звезды Населения II, красные гиганты. У звезд Населения I значительно выше содержание тяжелых элементов. Концепция звездных населений имела большое значение для развития теории эволюции звезд. Движения звезд. Обычно движение звезды характеризуют с двух точек зрения: как орбитальное движение вокруг центра Галактики и как относительное движение в группе ближайших звезд. Например, Солнце обращается вокруг центра Галактики со скорость ок. 240 км/с, а по отношению к окружающим его звездам движется значительно медленнее, со скоростью ок. 19 км/с. Основной системой отсчета для измерения движения звезд служит Галактика в целом. Но для земного наблюдателя обычно удобнее использовать систему отсчета, связанную с центром Солнечной системы, фактически - с Солнцем. По отношению к Солнцу ближайшие звезды движутся со скоростями от 10 км/с и выше. Но расстояния до звезд так велики, что фигуры созвездий изменяются лишь за многие тысячелетия. Перемещение звезд впервые обнаружил в 1718 Э.Галлей, сравнивая их положения, точно определенные им в Гринвиче, с теми, которые указал в своем каталоге Птолемей (2 в. н.э.). Угловое перемещение звезды на небесной сфере по отношению к далеким звездам называют ее «собственным движением» и выражают обычно в угловых секундах за год. Так, собственное движение Арктура 2,3ўў/год, а Сириуса 1,3ўў/год. Наибольшее собственное движение у звезды Барнарда, 10,3ўў/год. Чтобы вычислить линейную скорость звезды в километрах в секунду, используют формулу T = 4,74 m/p, где T - тангенциальная скорость (т.е. компонента полной скорости, направленная поперек луча зрения), m -собственное движение в секундах дуги за год и p - параллакс. Лучевая скорость. Скорость звезды вдоль луча зрения, которую называют лучевой скоростью, измеряется по доплеровскому смещению линий в ее спектре с точностью до долей километра в секунду. Смещение линий в красную сторону спектра говорит об удалении звезды от Земли, а в голубую - о приближении. Скорости звезд не так велики, чтобы это привело к изменению цвета звезды, но быстрое движение далеких галактик весьма заметно меняет их цвет. Измерение доплеровского смещения линий - очень тонкая операция. В телескопе одновременно со спектром звезды на ту же пластинку фотографируют спектр лабораторного источника с точно известным положением линий. Затем с помощью измерительной машины, снабженной мощным микроскопом, с точностью до 1 мкм определяется смещение линий (Dl) в спектре звезды относительно тех же линий лабораторного источника с длиной волны l. Лучевая скорость звезды определяется по формуле V = cDl/l, где c - скорость света. Эта формула пригодна для нормальных звездных скоростей, но для быстро движущихся галактик она не подходит. Точность измерения лучевых скоростей звезд не зависит от расстояния до них, а всецело определяется возможностью получать хорошие спектры и точно измерять в них положение линий. Однако точность измерения тангенциальных скоростей звезд зависит не только от аккуратности измерения их собственного движения, но и от их параллакса, т.е. от расстояния до них: чем больше расстояние, тем ниже точность. Пространственная скорость. Лучевая и тангенциальная скорости - это компоненты полной пространственной скорости звезды по отношению к Солнцу (ее легко вычислить по теореме Пифагора). Чтобы движение самого Солнца «не вмешивалось» в эту скорость, ее обычно пересчитывают по отношению к «местному стандарту покоя» - искусственной системе координат, в которой среднее движение околосолнечных звезд равно нулю. Скорость звезды по отношению к местному стандарту покоя называют ее «пекулярной скоростью». Каждая из звезд обращается по орбите вокруг центра Галактики. Звезды Населения I обращаются по почти круговым орбитам, лежащим в плоскости галактического диска. Солнце и соседние с ним звезды тоже движутся по орбитам, близким к круговым, со скоростью около 240 км/с, завершая оборот за 200 млн. лет (галактический год). Звезды Населения II движутся по эллиптическим орбитам с различными эксцентриситетами и наклонениями к плоскости Галактики, приближаясь к галактическому центру в перигалактии орбиты и удаляясь от него в апогалактии. Основное время они проводят в районе апогалактия, где их движение замедляется. Но по отношению к Солнцу их скорости велики, поэтому их называют «высокоскоростными звездами». Двойные звезды. Около половины всех звезд входит в состав двойных и более сложных систем. Центр масс такой системы движется по орбите вокруг центра Галактики, а отдельные звезды обращаются вокруг центра масс системы. В двойной звезде один компонент обращается вокруг другого в соответствии с гармоническим (третьим) законом Кеплера: где m1 и m2 - массы звезд в единицах массы Солнца, P - период обращения в годах и D - расстояние между звездами в астрономических единицах. Обе звезды при этом обращаются вокруг общего центра масс, причем их расстояния от этого центра обратно пропорциональны их массам. Определив относительно окружающих звезд орбиту каждого из компонентов двойной системы, легко найти отношение их масс. См. также КЕПЛЕРА ЗАКОНЫ. Многие двойные звезды движутся так близко одна к другой, что заметить их по отдельности в телескоп невозможно; их двойственность можно обнаружить только по спектрам. В результате орбитального движения каждая из звезд периодически то приближается к нам, то удаляется. Это вызывает доплеровское смещение линий в ее спектре. Если светимости обеих звезд близки, то наблюдается периодическое раздвоение каждой спектральной линии. Если же одна из звезд гораздо ярче, то наблюдается только спектр более яркой звезды, в котором все линии периодически колеблются.
Рефераты бесплатно, реферат бесплатно, сочинения, курсовые работы, реферат, доклады, рефераты, рефераты скачать, рефераты на тему, курсовые, дипломы, научные работы и многое другое.
