Реферат: Солнце

— 1 -

Солнце, центральное тело солнечной системы,представляет собой

раскалённый плазменный шар; Солнце — ближайшая к Землезвезда. Масса

Солнца1,990х10 530 0кг (в 332958 раз больше массы Земли). В Солнце сосре-

доточено 99,866% массы Солнечной системы. Солнечный параллакс равен

8,794"(4,263х10 5-5 0радиан). Расстояние от Земли до Солнца меняется от

1,4710х10 511 0м (в январе) до 1,5210х10 511 0(в июле), составляя в среднем

1,4960х10 511 0м. Это расстояние принято считать одной астрономической еди-

ницей. Средний угловой диаметр Солнца составляет1919,26" (9,305х10 5-3

рад), чему соответствует линейный диаметрСолнца, равный 1,392х10 59 0м(в

109 раз больше диаметра экватора Земли). Средняя плотность Солнца

1,41х10 53 0кг/м 53 0. Ускорение свободного падения на поверхности Солнца

составляет273,98 м/сек 52 0. Вторая космическая скорость наповерхности

Солнца равна6,18х10 55 0м/сек. Эффективная температура поверхности Солнца,

определяемаясогласно закону излучения Стефана-Больцмана, по полному из-

лучению Солнцаравна 5770 К.

История телескопических наблюдений Солнца начинается с наблюдений,

выполненныхГ.Галлилеем в 1611 году; были открыты солнечные пятна, опре-

делён периодвращения Солнца вокруг своей оси. В 1843 году немецкий аст-

роном Г.Швабеобнаружил цикличность солнечной активности. Развитие мето-

дов спектрального анализа позволило изучитьфизические условия на Солн-

це. В 1814 годуЙ.Фраунгофер обнаружил тёмные линии поглащения в спектре

Солнца — этоположило начало изучению химического состава Солнца. С 1836

года регулярноведутся наблюдения затмений Солнца, что привело к обнару-

жению короны и хромосферы Солнца, а также солнечный протуберанцев. В

1913 годуамериканский астроном Дж.Хейл наблюдал зеемановское расщепле-

ниефраунгоферовых линий спектра солнечныхпятен и этим доказал сущест-

вование на Солнцемагнитных полей. К 1942 году шведский астроном Б.Эдлен

и другие отождествилинесколько линий спектра солнечной короны с линиями

высокоионизированныхэлементов, доказав этим высокуютемпературу в сол-

нечной короне. В1931 году Б.Лио изобрёл солнечный коронограф, позволив-

ший наблюдатькорону и хромосферу вне затмений. Вначале 40-х годов XX

века было открыторадиоизлучение Солнца. Существенным толчком для разви-

тия физики Солнцаво второй половине XX века послужило развитие магнит-

ной гидродинамикии физики плазмы. После начала космической эры изучение

ультрафиалетовогои рентгеновского излучения Солнца ведётся методами

внеатмосфернойастрономии с помощью ракет, автоматических орбитальных

обсерваторий наспутниках Земли, космическихлабораторий с людьми на

борту.

Вращение Солнца вокруг оси происходит втом же направлении, что и

вращениеЗемли, в плоскости, наклонённой на 7°15' к плоскости орбиты

— 2 -

Земли(эклиптике). Скорость вращенияопределяется по видимому движению

различныхдеталей в атмосфере Солнца и по сдвигу спектральных линий в

спектре краядиска Солнца вследствие эффекта Доплера. Таким образом было

обнаружено, чтопериод вращения Солнца неодинаков на разных широтах. По-

ложение различныхдеталей на поверхности Солнца определяется с помощью

гелиографическихкоординат, отсчитываемых от солнечногоэкватора (гели-

ографическаяширота) и от центрального меридиана видимого диска Солнца

или от некоторогомеридиана, выбранного в качестве начального (так назы-

ваемого меридианаКаррингтона). При этом считают, что Солнце вращается

как твёрдое тело. Один оборот относительно Земли точки с гелиографи-

ческой широтой17° совершают за 27,275 суток (синодический период). Вре-

мя оборота на той же широте Солнца относительно звёзд(сидерический пе-

риод) — 25,38суток. Угловая скорость вращения 7f 0для сидерического вра-

щения изменяетсяс гелиографической широтой 7w 0позакону: 7w 0=14,33°-3°sin 52 7f

в сутки. Линейнаяскорость вращения на экваторе Солнца-около 2000 м/сек.

Солнце как звезда является типичным жёлтымкарликом и располагается

в средней частиглавной последовательности звёзд на диаграмме Герцшпрун-

га-Рессела.Видимаяфотовизуальная звёздная величина Солнца равна -26,74,

абсолютнаявизуальная звёздная величина M 4v 0равна +4,83. Показатель цвета

Солнца составляетдля случая синей (В) и визуальной (М) областей спектра

M 4B 0-M 4V 0=0,65.Спектральный класс Солнца G2V. Скорость движения относитель-

но совокупностиближайших звёзд 19,7х10 53 0м/сек. Солнце расположено внут-

ри одной изспиральных ветвей нашей Галактики на расстоянии около 10 кпс

от еёцентра. Период обращения Солнца вокругцентра Галактики около 200

миллионов лет.Возраст Солнца — около 5х10 59 0 лет.

Внутреннее строение Солнца определено впредположении, что оно яв-

ляется сферическисимметричным телом и находится в равновесии. Уравнение

переносаэнергии, закон сохранения энергии,уравнение состояния идеаль-

ного газа, законСтефана-Больцмана и условия гидростатического, лучисто-

го иконвекционного равновесия вместе с определяемыми из наблюдений зна-

чениями полнойсветимости, полной массы и радиусаСолнца и данным о его

химическомсоставе дают возможность построитьмодель внутреннего строе-

ния Солнца. Полагают, что содержание водорода в Солнце по массе около

70%, гелия около27%, содержание всех остальных элементов около 2,5%. На

основании этихпредположений вычислено, что температура в центре Солнца

составляет10-15х10 56 0К, плотностьоколо 1,5х10 55 0кг/м 53 0, давление 3,4х10 516

н/м 52 0(около 3х10 511 0атмосфер).Считается, что источником энергии,пополня-

ющим потери на излучение и поддерживающимвысокую температуру Солнца,

являются ядерныереакции, происходящие в недрахСолнца. Среднее коли-

чество энергии,вырабатываемое внутри Солнца, составляет 1,92 эрг/г/сек.

— 3 -

Выделение энергииопределяется ядерными реакциями, прикоторых водород

превращаетсяв гелий. На Солнце возможны две группы термоядерных реак-

ций: такназываемый протон — протонный (водородный) цикл и углеродный

цикл (циклБете). Наиболее вероятно, что на Солнце преобладает протон-

протонныйцикл, состоящий из трёх реакций, в первой из которых из ядер

водородаобразуются ядра дейтерия (тяжёлый изотоп водорода, атомная

масса 2); во второй из ядер водорода образуютсяядра изотопа гелия с

атомной массой 3и, наконец, в третьей из них образуются ядра устойчиво-

го изотопа гелияс атомной массой 4.

Перенос энергии из внутренних слоёв Солнца восновном происходит

путёмпоглощения электромагнитного излучения, приходящего снизу, и

последующегопереизлучения. В результате понижениятемпературы при уда-

лении от Солнцапостепенно увеличивается длина волны излучения, пере-

носящего большуючасть энергии в верхние слои. Перенос энергии движением

горячего веществаиз внутренних слоёв, а охлаждённого внутрь (конвекция)

играетсущественную роль в сравнительно более высоких слоях, образующих

конвективную зонуСолнца, которая начинается на глубине порядка 0,2 сол-

нечных радиуса иимеет толщину около 10 58 0м. Скорость конвективных движе-

ний растёт судалением от центра Солнца и во внешней части конвективной

зоны достигает(2-2,5)х10 53 0м/сек. В ещё более высоких слоях (в атмосфере

Солнца) переносэнергии опять осуществляется излучением. В верхних слоях

атмосферыСолнца (в хромосфере и короне) частьэнергии доставляется ме-

ханическими имагнитогидродинамическими волнами, которые генерируются в

конвективнойзоне, но поглощаются только в этих слоях. Плотность в верх-

ней атмосфереочень мала, и необходимый отвод энергииза счёт излучения

итеплопроводности возможен только, если кинетическая энергия этих слоёв

достаточновелика. Наконец, в верхней части солнечной короны большую

часть энергииуносят потоки вещества, движущиеся от Солнца, так называе-

мый солнечныйветер. Температура в каждом слоеустанавливается на таком

уровне, чтоавтоматически осуществляется баланс энергии: количество при-

носимой энергииза счёт поглощения всех видов излучения, теплопровод-

ностью или движением вещества равно сумме всех энергетических потерь

слоя.

Полное излучение Солнца определяется по освещённости, создаваемой

им на поверхностиЗемли, — около 100 тыс. лк, когда Солнце находится в

зените. Внеатмосферы на среднем расстоянии Земли от Солнца освещённость

равна 127тыс. лк. Сила света Солнца составляет2,84х10 527 0свечей. Коли-

чество энергии,приходящее в одну минуту на площадку в 1 см 52 0, поставлен-

нуюперпендикулярно солнечным лучам за пределами атмосферы на среднем

расстоянии Землиот Солнца, называют солнечной постоянной. Мощность общ-

— 4 -

его излученияСолнца — 3,83х10 526 0ватт, из которых на Землю попадает око-

ло2х10 517 0ватт, средняя яркость поверхности Солнца (принаблюдении вне

атмосферы Земли)составляет 1,98х10 59 0нт, яркость центра диска Солнца -

2,48х10 59 0нт. Яркость диска Солнцауменьшается от центра к краю, причём

это уменьшениезависит от длины волны, так чтояркость на краю диска

Солнца для светас длиной волна 3600А составляет 0,2 яркости его центра,

а для 5000А — около 0,3 яркости центра диска Солнца. На самом краю диска

Солнца яркость падает в 100 раз на протяжении менее однойсекунды дуги,

поэтому границадиска Солнца выглядит очень резкой.

Спектральный состав света, излучаемогоСолнцем, то есть распределе-

ние энергии вцентре Солнца (после учёта влияния поглощения в земной ат-

мосфере и влияния фраунгоферовых линий), в общихчертах соответствует

распределениюэнергии в излучении абсолютно чёрного тела с температурой

около 6000К. Однако в отдельных участках спектраимеются заметные отк-

лонения. Максимумэнергии в спектре Солнца соответствует длине волны

4600 А. Спектр Солнца — это непрерывный спектр, никоторый наложено бо-

лее 20 тысячлиний поглощения (фраунгоферовых линий). Более 60% из них

отождествленосо спектральными линиями известных химических элементов

путём сравнениядлин волн и относительной интенсивности линии поглощения

в солнечном спектре с лабораторными спектрами. Изучение фраунгоферовых

линий даётсведения не только о химическом составе атмосферы Солнца, но

и о физических условиях в тех слоях, в которыхобразуются те или иные

поглощения.Преобладающим элементом на Солнце является водород. Коли-

чествоатомов гелия в 4-5 раз меньше, чем водорода. Число атомов всех

других элементоввместе взятых, по крайней мере, в 1000 раз меньше числа

атомовводорода. Среди них наиболее обильны кислород, углерод, азот,

магний, железо идругие. В спектре Солнца можноотождествить также ли-

нии,принадлежащие некоторым молекулам исвободным радикалам: OH, NH,

CH, CO и другим.

Магнитные поля на Солнце измеряютсяглавным образом по зеемановско-

му расщеплениюлиний поглощения в спектре Солнца. Различают несколько

типов магнитныхполей на Солнце. Общее магнитное полеСолнца невелико и

достигаетнапряжённости в 1 э той или иной полярности и меняется со вре-

менем. Это поле тесно связано с межпланетным магнитнымполем и его сек-

торнойструктурой. Магнитные поля, связанные с солнечной активностью,

могутдостигать в солнечных пятнах напряжённости в несколько тысяч э.

Структурамагнитных полей в активных областях очень запутана, чередуются

магнитные полюсыразличной полярности. Встречаются такжелокальные маг-

нитные области снапряжённостью поля в сотни э вне солнечных пятен. Маг-

нитные поляпроникают и в хромосферу, и в солнечную корону. Большую роль

— 5 -

на Солнце играютмагнитогазодинамические и плазменные процессы. При тем-

пературе 5000 — 10000 К газ достаточно ионизирован, проводимость его ве-

лика и благодаряогромным масштабам солнечных явлений значение электро-

механических имагнитомеханических взаимодействий весьма велико.

Атмосферу Солнца образуют внешние,доступные наблюдениям слои. Поч-

ти всё излучениеСолнца исходит из нижней части его атмосферы, называе-

мойфотосферой. На основании уравненийлучистого переноса энергии, лу-

чистого илокального термодинамического равновесия и наблюдаемого потока

излучения можнотеоретически построить модель распределения температуры

и плотности сглубиной в фотосфере. Толщина фотосферыоколо трёхсот ки-

лометров, еёсредняя плотность 3х10 5-4 0кг/м 53 0. Температура в фотосфере

падает по мере перехода к более внешним слоям, среднее её значение по-

рядка 6000К, на границе фотосферы около 4200 К. Давление меняется от

2х10 54 0до 10 52 0н/м 52 0. Существование конвекции в подфотосферной зоне Солнца

проявляется внеравномерной яркости фотосферы, видимойеё зернистости -

так называемойгрануляционной структуре. Гранулыпредставляют собой яр-

кие пятнышкиболее или менее круглой формы. Размер гранул 150 — 1000 км,

время жизни 5 — 10 минут, отдельные гранулы удаётсянаблюдать в течении

20 минут. Иногда гранулы образуют скопления размером до30 тысяч кило-

метров.Гранулы ярче межгранульных промежутков на 20-30%, что соот-

ветствует разницев температуре в среднем на 300 К. Вотличие от других

образований,на поверхности Солнца грануляцияодинакова на всех гелио-

графическихширотах и не зависит от солнечной активности. Скорости хао-

тических движений(турбулентные скорости) в фотосфере составляют по раз-

личнымопределениям 1-3 км/сек. В фотосфере обнаружены квазипериоди-

ческиеколебательные движения в радиальномнаправлении. Они происходят

на площадкахразмерами 2-3 тысячи километров с периодом около пяти минут

и амплитудойскорости порядка 500 м/сек. После нескольких периодов коле-

бания в данномместе затухают, затем могут возникнутьснова. Наблюдения

показали такжесуществование ячеек, в которых движениепроисходит в го-

ризонтальномнаправлении от центра ячейки к её границам. Скорости таких

движенийоколо 500 м/сек. Размеры ячеек — супергранул составляют 30-40

тысячкилометров. По положению супергранулысовпадают с ячейками хро-

мосферной сетки. Награницах супергранул магнитное поле усилено. Предпо-

лагают, чтосупергранулы отражают на глубине нескольких тысяч километров

подповерхностью конвективных ячеек такого же размера. Первоначально

предполагалось,что фотосфера даёт только непрерывное излучение, а линии

поглощенияобразуются в расположенном над ней обращающем слое. Позже бы-

лоустановлено, что в фотосфере образуютсяи спектральные линии, и неп-

рерывныйспектр. Однако для упрощения математических выкладок при

— 6 -

рассчётеспектральных линий понятие обращающего слоя иногда применяется.

Часто в фотосфере наблюдаются солнечные пятна и факелы. Солнечный

пятна — этотёмные образования, состоящие, как правило, из более тёмного

ядра (тени) иокружающей его полутени. Диаметры пятендостигают двухсот

тысячкилометров. Иногда пятно бывает окруженосветлой каёмкой. Совсем

маленькие пятнаназывают порами. Время жизни пятенот нескольких часов

до несколькихмесяцев. В спектре пятен ещё больше линий и полос поглоще-

ния, чем вспектре фотосферы, он напоминает спектрзвезды спектрального

класса КО.Смещения линий в спектре пятен из-за эффекта Доплера указыва-

ет на движение вещества в пятнах — вытекание на более низких уровнях и

втекание на болеевысоких, скорости движения достигают 3тысячи м/сек.

Из сравненийинтенсивности линий и непрерывного спектра пятен и фотосфе-

ры следует, что пятна холоднее фотосферы на 1-2 тысячиградусов (4500 К

и ниже). Вследствие этого на фоне фотосферы пятнакажутся тёмными, яр-

кость ядрасоставляет 0,2-0,5 яркости фотосферы, яркость полутени около

80%фотосферной. Все солнечные пятна обладают сильным магнитнымполем,

достигающим длякрупных пятен напряжённости 5 тысяч эстердов. Обычно

пятна образуютгруппы, которые по своему магнитному полю могут быть уни-

полярными,биполярными и мультиполярными, то естьсодержащими много пя-

тен различнойполярности, часто объединённых общей полутенью. Группы пя-

тен всегдаокружены факелами и флоккулами, протуберанцами, вблизи них

иногда происходятсолнечные вспышки, и в солнечной короненад ними наб-

людаютсяобразования в виде лучей шлемов, опахал- всё это вместе обра-

зует активнуюобласть на Солнце. Среднегодовое число наблюдаемых пятен и

активныхобластей, а также средняя площадь, занимаемая ими, меняется с

периодом около 11лет. Это — средняя величина,продолжительность же от-

дельных цикловсолнечной активности колеблется от 7,5 до 16 лет. Наи-

большее числопятен, одновременно видимых наповерхности Солнца, меня-

ется дляразличных циклов более чем в два раза. Восновном пятна встре-

чаются в так называемых королевских зонах, простирающихся от 5 до 30°

гелиографическойшироты по обе сторона солнечного экватора. В начале

цикласолнечной активности широта места расположения пятен выше, ав

конце цикла — ниже, а на более высоких широтахпоявляются пятна нового

цикла. Чащенаблюдаются биполярные группы пятен, состоящие из двух круп-

ных пятен — головногои последующего, имеющих противоположнуюмагнитную

полярность, инесколько более мелких. Головные пятнаимеют одну и ту же

полярность втечение всего цикла солнечной активности, эти полярности

противоположны всеверной и южной полусферах Солнца. По-видимому, пятна

представляютсобой углубления в фотосфере, аплотность вещества в них

меньше плотностивещества в фотосфере на том же уровне.

— 7 -

В активных областях Солнца наблюдаютсяфакелы - яркие фотосферные

образования,видимые в белом свете преимущественно вблизи краядиска

Солнца. Обычнофакелы появляются раньше пятен и существуют некоторое

время после ихисчезновения. Площадь факельных полщадокв несколько раз

превышает площадьсоответствующей группы пятен. Количество факелов на

диске Солнца зависит от фазы цикла солнечной активности. Максимальный

контраст (18%)факелы имеют вблизи края диска Солнца, но не на самом

краю. В центре диска Солнца факелы практически невидны, контраст их

очень мал. Факелы имеют сложную волокнистуюструктуру, контраст их за-

висит от длиныволны, на которой проводятся наблюдения.Температура фа-

келов нанесколько сот градусов превышает температуру фотосферы, общее

излучение содного квадратного сантиметра превышает фотосферное на 3-5%.

По-видимому,факелы несколько возвышаются над фотосферой. Средняя про-

должительностьих существования - 15суток, но может достигать почти

трёх месяцев.

Выше фотосферы расположен слой атмосферы Солнца, называемыйхро-

мосферой. Безспециальных телескопов хромосфера видна только во время

полныхсолнечных затмений как розовоекольцо, окружающее тёмный диск в

те минуты, когда Луна полностью закрывает фотосферу.Тогда можно наблю-

дать и спектрхромосферы. На краю диска Солнца хромосфера представляется

наблюдателю какнеровная полоска, из которой выступаютотдельные зубчи-

ки - хромосферные спикулы. Диаметр спикул 200-2000 километров, высота

порядка 10000километров, скорость подъёма плазмы в спикулах до 30

км/сек.Одновременно на Солнце существует до 250 тысяч спикул. При наб-

людении вмонохроматическом свете на диске Солнца видна яркая хромосфер-

ная сетка, состоящая из отдельных узелков — мелких диаметромдо 1000 км

и крупныхдиаметром от 2000 до 8000 км. Крупныеузелки представляют со-

бой скоплениямелких. Размеры ячеек сетки 30-40 тысячкилометров. Пола-

гают, что спикулыобразуются на границах ячеек хромосферной сетки. Плот-

ность в хромосфере падает с увеличением расстояния от центра Солнца.

Число атомов водном куб. сантиметре изменяется от 10 515 0вблизи фотосферы

до 10 59 0в верхней части хромосферы. Исследование спектров хромосферы при-

вело квыводу, что в слое, где происходит переход от фотосферы к хро-

мосфере,температура переходит через минимум и по мере увеличения высоты

над основаниемхромосферы становится равной 8-10 тысяч Кельвинов, а на

высоте в несколько тысяч километров достигает 15-20 тысяч Кельвинов.

Установлено, чтов хромосфере имеет место хаотическое движение газовых

масс со скоростями до 15х10 53 0м/сек. В хромосфере факелы вактивных об-

ластях видны каксветлые образования, называемыеобычно флоккулами. В

красной линииспектра водорода хорошо видны тёмные образования, называе-

— 8 -

мые волокнами. Накраю диска Солнца волокна выступают за диск и наблюда-

ются на фоне небакак яркие протуберанцы. Наиболее частоволокна и про-

туберанцывстречаются в четырёх расположенных симметрично относительно

солнечногоэкватора зонах: полярных зонах севернее +40° и южнее -40° ге-

лиографическойшироты и низкоширотных зонах около √30° в начале цикла

солнечнойактивности и √17° в конце цикла. Волокна и протуберанцы низко-

широтных зонпоказывают хорошо выраженный 11-летний цикл, их максимум

совпадает смаксимумом пятен. У высокоширотных протуберанцев зависимость

от фаз цикласолнечной активности выражена меньше, максимум наступает

через два года после максимума пятен. Волокна, являющиеся спокойными

протуберанцами,могут достигать длины солнечного радиуса и существовать

в течении нескольких оборотов Солнца. Средняя высота протуберанцев над

поверхностьюСолнца составляет 30-50 тысяч километров, средняя длина -

200 тысячкилометров, ширина — 5 тысяч километров. Согласно исследовани-

ямА.Б.Северного, все протуберанцы похарактеру движения можно разбить

на 3 группы:электромагнитные, в которых движения происходят по упорядо-

ченным искривлённымтраекториям — силовым линиям магнитного поля; хаоти-

ческие, в которых преобладают неупорядоченные турбулентные движения

(скорости порядка10 км/сек); эруптивные, в которых вещество первона-

чальногоспокойного протуберанца с хаотическими движениями внезапно выб-

расывается свозрастающей скоростью (достигающей 700 км/сек) прочь от

Солнца.Температура в протуберанцах (волокнах) 5-10 тысяч Кельвинов,

плотность близкак средней плотности хромосферы. Волокна, представляющие

собой активные,быстро меняющиеся протуберанцы, обычно сильно изменяются

за несколькочасов или даже минут. Форма и характердвижений в протубе-

ранцах тесносвязаны с магнитным полем в хромосфере и солнечной короне.

Солнечная корона — самая внешняя и наиболееразрежённая часть сол-

нечной атмосферы,простирающаяся на несколько (более 10) солнечных ради-

усов. До 1931года корону можно было наблюдать только во время полных

солнечныхзатмений в виде серебристо-жемчужногосияния вокруг закрытого

Луной дискаСолнца. В короне хорошо выделяются детали её структуры: шле-

мы, опахала, корональные лучи и полярные щёточки. Послеизобретения ко-

ронографасолнечную корону стали наблюдать и вне затмений. Общая форма

короны меняется сфазой цикла солнечной активности: в годыминимума ко-

рона сильновытянута вдоль экватора, в годымаксимума она почти сферич-

на. В белом свете поверхностная яркость солнечной короны в миллион раз

меньше яркостицентра диска Солнца. Свечение еёобразуется в основном в

результатерассеяния фотосферного излучения свободными электронами.

Практически всеатомы в короне ионизированы. Концентрация ионов и сво-

бодных электронову основания короны составляет 10 59 0частиц в 1 см 53 0.Наг-

— 9 -

рев короныосуществляется аналогично нагреву хромосферы. Наибольшее вы-

делениеэнергии происходит в нижней частикороны, но благодаря высокой

теплопроводностикорона почти изотермична — температура понижается нару-

жу очень медленно.Отток энергии в короне происходит несколькими путями.

В нижней частикороны основную роль играет перенос энергии вниз благода-

рятеплопроводности. К потере энергии приводит уход из коронынаиболее

быстрыхчастиц. Во внешних частях короны большуючасть энергии уносит

солнечныйветер - поток коронального газа, скоростькоторого растёт с

удалением отСолнца от нескольких км/сек у его поверхности до 450 км/сек

нарасстоянии Земли. Температура в короне превышает 10 56 0К. В активных

слоях коронытемпература выше — до 10 57 0К. Над активными областями могут

образовыватьсятак называемые корональные конденсации, в которых кон-

центрация частицвозрастает в десятки раз. Часть излучения вн

еще рефераты

Еще работы по астрономии

Реферат по астрономии

В поисках системы мира

29 Августа 2013

Реферат по астрономии

Биографии астрономов

29 Августа 2013

Реферат по астрономии

Биография астрономов

29 Августа 2013

Реферат по астрономии

Пульсары

29 Августа 2013