Реферат: Эволюция и строение галактики - текст реферата. Скачать бесплатно.
Банк рефератов, курсовых и дипломных работ. Много и бесплатно. # | Правила оформления работ | Добавить в избранное
 
 
   
Меню Меню Меню Меню Меню
   
Napishem.com Napishem.com Napishem.com

Реферат

Эволюция и строение галактики

Банк рефератов / Астрономия, авиация, космонавтика

Рубрики  Рубрики реферат банка

закрыть
Категория: Реферат
Язык реферата: Русский
Дата добавления:   
 
Скачать
Microsoft Word, 562 kb, скачать бесплатно
Заказать
Узнать стоимость написания уникального реферата

Узнайте стоимость написания уникальной работы

19 ФИЗИЧЕСКАЯ П РИРОДА СОЛНЦА Солнце предс тавляет собой центральное тел о нашей планетной системы и ближайшую к нам звезд у. Среднее рассто яние Солнца от Земли равно 149,6*10 6 км , его диаметр в 109 раз больше земного , а объем в 1300 000 раз больше объема Земли . Так как масса Солнца составл яет 1,98* 10 33 г (333000 масс Земли ), т о в соответствии с его объе мом находим , что средняя плотность солнечного вещества равна 1,41 г /см 3 (0,26 средней плот ности Земли ). По известным значе ниям радиуса и массы Солнца можно определить , что ускорение силы тяжести на его поверхности достигает 274 м /сек 2 , или в 28 раз больш е , чем ускорение силы тяжести на поверхнос ть Земли. Солнце вращается вокруг оси против хо да часовой стрелки при наблюдении с север ного полюса эклиптики , т . е . в том же направлении , в каком обращаются вокруг него все планеты . Если смотреть , на диск Солнца , то его вращение совершается от восточного края диска к западному . Ось вращения Солнца наклонена к плоскости эклипти ки под углом 83°. Но Солнце вращается не как т вердое тело . Сидерический период враще ния его экваториальной зоны р авен 25 сут, близ 60° гелиографиче ской (отсчитанной от солнечного экватора ) широ ты он составляет 30 сут, а у полюсов достигает 35 сут. При наблюдении Солнца в телескоп заме тно ослабление его яркости к краям диска , так как через центр диска проходят л учи , и дущие из более глубинных и г орячих частей Солнца. Слой , лежащий на границе прозрачности вещества Солнца и испускающий видимое излучен ие , называется фотосферой . Фотосфера не являет ся равномерно яркой , а обнаруживает зернистое строение . Светлые зерна , покрыв ающие фотосферу , называются гранулами . Гранулы — неустойчивые образо вания , продолжительность их существования — окол о 2 — 3 мин , а разме ры колеблются в пределах от 700 до 1400 км . На поверхности фотосферы выделяются темные пятна и светлые области , называемы е факелами . Наблюдения за пятнами и факелами позволили установить характер вращени я Солнца и определить его период. Над поверхнос тью фотосферы расположена солнечная атмосфера . Ее нижний слой имеет толщину около 600 км . Вещество этого слоя избирательно погл ощает световые в олны таких , длин , которые оно само способн о излучать . При переиз лучении происходит расс еяние энергии , что и является непосред ственно й причиной появления основных темных фраунгоф ероных линий в спектре Солнца. Следующий слой солнечной атмос феры — хром осфера имеет ярко-красный цвет и наблюдается при полных солнечных затмениях в виде алого кольца , охватывающего темный диск Лун ы . Верхняя граница хромосферы постоянно волну ется , и поэтому толщина ее колеблется от 15000 до 20000 км. Из хромосферы выбрасываются протуберанцы — фон таны раскаленных газов , видимые невооруженным глазом во врем я полных солнечных затмений . Со скоростью 250 — 500 км /сек они поднимаются от поверхности Солнца на расстоян ия , равные в среднем 200000 км , а некоторые из них достиг аю т высо ты до 1500 000 км. Над хромосферо й располо жена солнечная корона , видимая при полных солнеч ных затмениях в виде окру жаю щего Солнце серебристо-жемчужного ореола . Солнечную коро ну разде ляют на внутреннюю и внеш нюю . Вну тренняя корона про стираетс я до высоты около 500 000 км и состоит из разреженной плазмы – смеси ионов и свободных электронов . Цвет внутренней короны подобен солнечному , а излучение ее представляет собой свет фотосферы , рассеянны й на сво бодны х электронах . Спектр внутренней короны от личается от солнечного спектра тем , чт о в нем не наблюдаются темные ли нии п оглощения , но зато наблюдаются на фоне неп рерывного спектра линии излучения , наиболее я ркие из которых принадле жат многократно иони зованному железу , никелю и некотооым другим эле м ентам . Так как плазма весьм а разрежена , то ско рость движения свободных электронов (а соответственно и их кинетичес кая энергия ) столь велика , что температура внутрен ней короны оценивается примерно в 1 млн . градус ов. Внешняя корона простирается до высоты б олее чем в 2 млн . км. В ее состав входят мельчайшие твердые частицы , которые отражают солнечный свет и придают ей светло-желтый оттенок. В последние годы было установлено , что солнечная корона распространяется значительно дальше , чем предполагалось ра нее. Наиболе е удаленные от Солнца части солнечной кор оны — сверхкорона — простираются за пределы земной орбиты . По ме ре удаления от Солнца температура сверхкороны постепенно понижается , а на р асстоянии Земли составляет приблизительно 200 000° Сверхкорона сост оит из отдельных разреженных электрон ных облаков , “вмороженных” в магнитное поле Солнца , кото рые с большим и скоростями движутся от него и , достигая верх них слоев земной атмосферы , ионизируют и нагревают ее , оказывая тем самым влия ние на климатические п р оцессы. Межпланетное пространство в плоскости экл иптики содержит мелкую пыль , производящую явл ение зодиакального света . Это явление состоит в том , что весной после захода Солнца на западе или осенью перед восходом Солнца на востоке иногда наблюдается слабо е сияние , выступающее из-под горизонта в виде конуса. Спектр Солнца является спектром поглощения . На фоне не прерывного яркого спектра располагаются многочис ленные тем ные (фраунгоферовы ) линии . Они возни кают при прохождении луча света , испускаемого раскал енным газом через более холод ную среду , образованную тем же газом . При этом на месте яр кой линии излучения газа наблюдается темная линия его погло щения. Каждый химический элемент имеет присущий только ему ли нейчатый спектр , поэтому по виду спектра можн о определить химиче ский состав светящегося тела . Если же излу чающее свет вещество является химическим соед инением , то в его спектре видны полосы молекул и их соединений . Определив длины волн всех линий спектра , можно установить химические элементы , образу ю щие изл учающее вещество . По интенсивности спект ральных линий отдельных элементов судят о количе стве принад лежащих им атомов . Поэтому спектра льный анализ позволяет изучать не только качественный , но и количественный состав небе сных светил (точнее , их атм о сфер ) и является важнейшим методом астрофизических исследований. На Солнце на йдено около 70 известных на Земле химических элементо в . Но в основном Солнце состоит из двух элементов : водорода (около 70% по массе ) и гелия (около 30%). Из про чи х химических эл ементов (всего 3%) наибольшее р аспростра нение имеют азот , углерод , кислород , железо , магний , кремний , кальций и натрий . Н екоторые химические элементы , например хлор и бром , на Солнце еще не обнаружены . В спектре солнеч ных пятен найдены также п олосы погло щения химических сое динений : ц иана (С N ), окиси титана , гидроксила (ОН ), углеводоро да (СН ) и др. Солнце предста вляет собой грандиозный источник энергии , неп рерывно рассеивающий свет и тепло по всем направлениям . На Землю поступает около 1:2000000000 всей и злучаемой Солнцем энергии . Количество эне ргии , получаемое Землей от Солнца , определяетс я по значению солнечной постоянной . Сол нечной постоянной называется количество энергии , по лучаемой в минуту 1 см 2 поверхности , расположенной на границе земной атмосферы перпендику лярно к солнечным лучам . В мерах теп ловой энергии солнечная постоянная равна 2 кал /см 2 *мин, а в системе м еханических единиц она выражается числом 1,4-10 6 эрг /сек • см 2 . Температура фотосферы близка к 6000°С.Она излучает энер гию почти как абсо лютно черное тело , поэтому эффективную температуру солнечной поверхности можно определить с помо щью закона Стефана — Больцмана : где Е — количество энергии в эргах , излучаемое в 1 сек. 1 см 2 солнечной пове рхности ; =5,73• 10 -5 эрг /сек * град ^4 • см 2 — по стоянная , установленная из опыт а , и Т — абсолютная темпера тур а в градусах Кельвина. Количество эн ергии , проходящей через поверхность шара , описанного радиусом в 1 а . е. (150 • 10" см ), равно е =4* 10 33 эрг /сек * см 2 . Эта энергия из лучается всей поверхностью Солнца , поэтому , разделив ее величину на площадь солнечной поверхнос ти , можно определить значение Е и вычислить температур у поверхности Солнца . Полу чается E =5800°К. Существуют и другие методы определения температуры по верхности Солнца , но все они разнятся по результатам их при менения , т ак как Солнце излучает не совсем как абсолютно чер ное тело. Неп осредственное определение температуры внутренних частей Солнца невозможно , но п о мере приближения к его центру она д олжна быстро возрастать . Температура в центре Солнца вычисляется теоретически из условия равновесия давлении и равенства прихода и расхода э нергии в каждой точк е объема Солнца . По современным данным , он а достигает 13 млн . градусов. При температурных условиях , имеющих место на Солнце , все его вещество находится в газообразном состоянии . Так как Солнце пребывает в тепловом равновесии , то в к аждо й его точке должны компенсироваться сила тяжести , направленная к центру , и силы газового и светового давлений , направл енные из центра. Высокая температура и большое давление в недрах Солнца обусловливают многократную ионизацию атомов вещества и значительну ю его плотность , вероятно превышающую 100 г /см 3 , хотя и в этих условиях вещество Солнца сохраняет свойства газа . Многочисленные данные приводят к вы воду о том , что в течение многих милли онов лет температура Солнца остается неизменн ой , несмотря на большой р асход энергии , вызываемый излучением Солнца. Основным источником солнечной энергии явл яются ядернье реакции . Одна из наиболее ве роятных ядерных реакций , называемая протон-протонн ой , заключается в превращении четырех ядер водорода (протонов ) в ядро гелия . П ри ядерных превращениях выделяется большое коли чество энергии , которая проникает к солнечной поверхности и излучается в мировое прост ранство. Энергию излучения можно подсчитать по известной формуле Эйнштейна : Е = тс 2 , где Е — эне ргия ; т — масса и с — ско р ость света в пустоте . Масса ядра водорода составляет 1,008 (атомных единиц массы ), поэтому масса 4 протонов равна 4 • 1,008 = 4,032 а . е . м. Масса образовавшегося ядра гелия сос та вляет 4,004 а . е . м. Умен ьшение массы водорода на величину 0,028 а . е . м. ( это сос тавляет 5* 10 -26 г ) приводи т к выделению энергии , равной : Обща я мощность излучения Солнца составляет 5*10 23 л . с . Вс ледствие излучения Солнце теряет 4 млн . т вещества в секу нду. Солнце являетс я также источником излучения радиоволн . Общая мощность радиоизлучения Солнца в диапазонах волн от 8 мм до 15 м невелика . Такое радиоизлучение “спокойного” Солнца исходит от хромосф еры и короны и является теп ловым излучением . Когда же на Солнце появл яются в большом коли честве пятна , факелы и протуберанцы , мощность радиоизлуче ния увеличива ется в тысячи раз . Особенно большие всплес ки радиоизлучения “возмущенного” Солнца возникаю т в п ериоды сильных вспышек в его хромосфере. СПЕКТРАЛЬНАЯ КЛАССИФИКАЦИЯ И ФИЗИЧЕСКАЯ ПРИРОДА ЗВЕЗД Разнообразные и важные сведения о физической природе звезд , которыми располагает современная астрономи я , были по лучены по результатам изучения излучае мого ими света . Изу чение природы света производится методами фотометрии и с пектрального анализа. В середине XIX столети я французский философ-идеалист Огюст Конт утв ерждал , что химический состав небесных светил останется навсегда неизвестным для науки . Одн ако вскоре ме тодами спектрального анализа на Солнце и звездах были от крыты химические элементы , известные на Земле. В наше вре мя изучение спектров позволило не только уста новить химический состав звезд , но также измерить их темпера туры , светимости , диа метры , массы , плотности , скорости враще нии и поступательных движений , а также опреде лить расстоя ния до тех далеких звезд , три гонометрические параллаксы которых являются по малости их недоступными для измерений. Физическая пр ирода звезд весьма различна , а поэтому и их спектры отличаются большим разнообраз ием . Звезды , как и Солнце , имеют непрерывны е спектры , пересеченные темными линиями погло щения , а это и доказывает , что каждая з везда есть раскаленное газовое тело , дающее непрерывный спектр и окруженное б о лее холодной атмосферой. Линии звездных спектров отождествлены с линиями извест ных на Земле химических элементов , что служит доказатель ством материального единства Вселенно й . Все звезды состоят из одних и тех же химических элементов , преимущественно из в одорода и гелия. Причина большого различия звездных спектр ов определяет ся не столько различием химичес кого состава звезд , сколько различной степень ю ионизации вещества звездных атмосфер , оп ред еляемой в основном температурой . Современная классифика ция зв ездных спектров , созданная на Гарвардской обсерватории (США ) по результ атам изучения более чем 200 000 звезд , ос нована на отождествлении принадлежности линий поглощения известным химическим элементам и оценке их относительной интенсивности. При всем разно образии звездных спектров их можно объеди нить в небольшое число классов , со держащих сходные между собой признаки и п остепенно переходящих один в другой с об разованием непрерывного ряда . Основные классы гарвардской классификации обозначены буквами лат инс к ого алфавита О , В , А , F , G , К , М, образующими ряд , соответствующий уменьше нию температур звезд . Для детализации спектральных показа телей в каждом классе введены десятичные подразделения , обозначаемые цифрами . Обозначению А 0 соответс твует типич ный спектр класса А ; А 5 обозначает сп ектр , средний между классами А и F ; A 9 — спектр , го раздо более близкий к F0 , чем к А0. В таблице приведены характеристики спектров , соответствующие им темпе ратуры и типичные звезды по каждому из спектральных классов. Спект ральн ый класс Хар актеристика спектра поглощения Температура поверхности Типищые звезхы 0 Линии ионизованных гелия, 35 000° К Орпона (голубые звезды ) азота , кислорода и кремния В Линии гелия и водорода 25000° Спика (юлубовато-бслые звезды ) А Линии водорода имеют мак 10000° Сиричс (белые звезд ы ) симальную интенсивнос ть . За метны линии ионизованного кальция . Появляются слабые линии поглощения металлов Р Линии водорода ослабевают. 7500° Проц : он (желт оватые звезды ) Интенсивн ы линии нейтрально го и ионизованного кальция. Линии металлов постепенно усиливаются 0 Линии водорода еще более 6000° Солные (желт ые звезды ) ослабевают . Многочисленные линии поглощения металлов К Линии мета ллов очень интен 4500° Аркт-у-р (оранжевые звезды ) сивны . Интенсивна п олоса угле водорода СН . Слабые линии поглощения окиси титана ТЮг М Линии нейтральных металлов 3500° Бетел.- (кр асные звезды ) очень сильны . Интенсивны по гейзе лосы поглощения молекулярных соединений Кроме основных спектральных классов , суще ствуют допол нительные классы R , N, S немногочисленных звезд , температура которых ниже 3000° . Приведенные в таблице температуры относятся к поверхностным сл о ям звезд , в недрах их господствуют температуры порядка 10 — 30 млн . градусов . Высокая темпер атура обеспечи вает протекание самопроизвольных я дерных реакций , т . е . про цессов , рассмотренных ранее. Цвет звезды зависит от ее температуры . Холодные звезды излучаю т преимущественно в длинных в олнах , соответствующих красной части спектра , а горячие — в коротких волнах , пред ставляемых фиол етовой частью спектра. Человеческий глаз наиболее восприимчив к желто-зеленым луч ам , и обычная фотографическая пластинка — к синим и фиолето вым лучам спектра . Вследствие этого при на блюдении звезд визуальным и фотографическим м етодами для одной и той же звезды пол учают различные звездные величины. В астрономии цвет измеряют , сравнивая величины звезды , определенные визуально и по фото графиям , и оценивают его показате лем цвета , который представляет собой разност ь фотографической и визуальной величин звезды : Услов но считают , что для звезд спектрального кл асса А 0 по казат ель цвета равен пулю . Показатель цвета бол ее холодных звезд — величина положительная , так как они интенсивно из лучают в длинных волна х , к которым наиболее чувствителен глаз . П оказатель цве та горячих звезд — величина о трицатель ная , поскольку их излучение по преим уществу коротковолновое , а фотопластинка наиболее восприимчива к синим и фиолетовым лучам. Зависимости между показателями цв ета и спектрами звезд устанавливаются эмпирич ески . Состав ляют таблицу , из которой п о показателю цвета звезды приближенно определ яют ее спек тральный класс. Основными факторами , определяющими количество излуча емой энергии , являются температура и площадь излучающей поверхности звезды . Исследов ание спетимостей зве зд привело к разд елению их на две характерные группы : звезд ы-гиганты и звезды-карлики . Звезды-гиганты обладают высокой свети мостью и большой площадью излучения (большим объемом ), но имеют малую плотность вещества . Звезды-карлики характе ризуются низкой с в етимостью , малым объемом и значительной плотностью вещества. Различие между гигантами и карликами наиболее резко проявляется у звезд спектральн ых классов М и К, у которых разница в светимости достигает 9 m_ 10 m , т . е . красные гиганты в 5 — 10 т ыс . раз ярче кра сных карликов . У же лтоватых и желтых звезд классов F и G наряду с гигантами и карликами многочисленны также и звезды промежуточных светимостей. Для характерис тики светимостей звезд впереди прописной букв ы их спектрального класса дополнительно пишут ся малые буквы : g — для звезд-гигантов и d — для звезд-карликов . Ка пелла gG0 — гигант класса G0 , Солнце dG 3 — карлик к лас са G 3 и т . д. СОВРЕМЕННЫЕ ПРЕДСТАВЛЕНИЯ О ВОЗ НИКНОВЕНИИ И ЭВОЛЮЦИИ ЗВЕЗД Раздел астрон омии , в котором изучаются вопр осы прои схождения и развития небесных тел , называется космогонией . Космогония исследует процессы и зменения форм космической материи , приводящие к образованию отдельных небесных тел и их систем , и направление их последующей эвол юции . Космого нические иссле д ования пр иводят и к решению таких проблем , как возникновение химических элементов и космических лучей , появление магнитных полей и источн иков радиоизлучения . Решение космо гонических проблем связано с большими труднос тями , так как возникновение и раз витие небесных тел про исходит столь медленно , что проследить эти процессы путем непосредств енных наблюдений невозможно ; сроки протекания космических событий так велики , что вся и стория астрономии в сравнении с их длител ьностью представляется мгновением . П о эт ому космогония из сопоставления одновременно наблюдаемых физических свойств небесных тел у станавливает характерные черты последовательных стадий их развития. Недостаточность фактических данных приводит к необходи мости оформлять результаты космогоничес ких исс ледований в виде гипотез , т.е . научных пред положений , основанных на на блюдениях , теоретическ их расчетах и основных законах природы . Да льнейшее развитие гипотезы показывает , в како й мере она соответствует законам природы и количественной оценке пре д сказанных ею фактов. Выводы космог онии , приводящие к утверждению материального единства Вселенной , закономерности совершающихся в ней процессов и причинной связи всех наблюдаемых явлений имеют глубокий философский смысл и служат обоснованием научного мат ер иалистического мировоззрения. Возникновение и эволюция звез д являются центральной проблемой космогонии. В наблюдаемой картине строения Галактики осуществляет ся распределение звезд по их возрастам . Помимо шаровых и рассе янных звездных скоплений , в Галактик е имеются особые группы звезд , однородных по своим физическим характеристи кам . Они открыты акад . В.А . Амбарцумяном и названы звез дным и ассоциациями . Звездные ассоциации являются неустой чивыми образованиями , так как составляющие их звезды с большими скоростями разбега ются в различных направлениях . Этим определяется быстрый темп их распада и непродолжитель ность времени существования , не пр евышающего нескольких мил лионов лет . Поэтому наличие звезд в ассоциации свидетель ствует о б их недавнем возникн о вении , поск ольку они еще не успели выйти из ассо циации и смешаться с окружающими звез дами. Исследование звездных ассоциаций привело акад . В.А . Амбарцум яна к выводу о том , что звезды Галакти ки возникли неодновременно , что образование з везд представляет со бой не законченный пр оцесс , продолжающийся и в настоящее время , и что звездные ассоциации являются теми местами Галактики , в которых произошло группо вое формирование звезд. В современной космогонии по вопросу о возникновении зв езд существуют две точки зрен ия : 1) звезды воз никают в процессе распада сверхплотных тел , ведущего к уменьшению плотности вещества , и 2) звезды образуются в результате гра витационной конд енсации рассеяного вещества , сопровождаю щейся уве личением его плотности . Однако результаты наб лю де ний не позволяют в настоящее вре мя отдать предпочтение ка кой-либо из них. Согласно гип отезе , предложенной акад . В . А . Амбарцумяном звезды образуются из сверхплотной дозвездной материи , выбрасываемой при взрывах , происходящи х в ядрах галактик . Ядра г алактик содержат небольшие по размерам тела , на мн ого порядков превосходящие по массе звезды , отличные по своей физической природе от звезд и диффузной материи . Эти сверхплотные тела , по-видимому , представляют собой новую форму материи , неизвестную соврем е н ной науке . Распад сверхплотных тел — протозвезд приводит в дальнейшем к одновременному обр азованию звездных групп — ассоциации . Однако В.А . Амб арцумян не рассматривает механизма превращения протозвезд в звездные группы и скопления. Гипотеза прои схождения звезд из диффузной материи бы ла разработана некоторыми американскими учеными и другими астрономамии Сжатие разреженной газово-пылевой среды под действием сил тяго тения и магнитного поля Галактики приводит к образованию отдельных сгустков , представляющи х с обой протозвезды — глобулы . Продолжающееся сжатие протозвезды ведет к повышению дав ления и температуры в ее недрах . Когда температура в центре про тозвезды достигает нескольких миллионов градусов , там начинаются термоядерные реакции превращ ения водорода в г елий , сопровождающееся выделением большого количества энергии. С этого вр емени сжатие протозвезды прекращается , посколь ку гравитационные силы уравновешиваются газовым и свето вым давлением , сравнительно скоро п ротозвезда становится звездой главной последо вательности диаграммы спектр-светимость . Перио д формирования звезды из диффузной материи зависит от массы первоначального сгущения и продол жается не более 100 млн . лет. На главной последовательности звезда проводит большую час ть времени своего существовани я , до те х пор пока не “вы горит” водород в ее центральной части . Для звезды с массой , равной массе Солнца , это время составляет около 10 млрд . лет . Массивные горячие звезды излучают так много энергии , что их водорода хв атает только на несколько миллионов л ет . В период пребывания на главной последо вательности звезда сохраняет почти неизменными радиус , температуру поверхности и светимость. Когда выго рание водорода в ядре звезды заканчивается , давление изнутри уже не может уравновесить тяготения и ядро зве зды начинает сжиматься . Сжатие ядра сопровождается по вышени ем температуры . Возрастающее излучение расширяет оболочку звезды , увеличивает ее светимость . Дальнейшая эволюция звезды зависит от ее массы . Большинство ученых счи тает , что звез ды небольшой масс ы , сравнимой с солнечной , превращаются в белых карликов. Эволюция зв езды в случае ее возникновения в результа те распада сверхплотной протозвезды должна им еть иной харак тер , поскольку после образовани я звезды в ее недрах еще сох раняется часть сверхплотного дозвездного вещества . О его на личии может свидетельствовать , наприме р , резкое изменение блеска вспыхивающих непра вильных переменных звезд . Процесс вспышки нап оминает взрыв и может быть объяснен вынос ом дозвездного вещества из недр звезды на ее поверхнос т ь , сопровождающимся освобождением больших количеств эгергии. При любом характере эволюции происходит изменение хими ческого состава звезды в результате образова ния в ее недрах более тяжелых химических элементов. В процессе своей эволюции звезда непр ерывно теряет массу не только за сч ет излучения , но и путем рассеяния веществ а своей атмосферы , что является одним из источников пополне ния межзвездной диффузной материи. ОПРЕДЕЛЕНИЕ РАССТОЯНИЙ И РАЗМЕР ОВ ГАЛАКТИК Во второй половине XVI II века помимо звезд было заме чено на небе немало неподвижных туманных пяте н — ту манностей . Природа большинства их долгое врем я оставалась спорной . Только в середине 20-х годов нашего столетия выяснилось , что бол ьшинство их представляет собой грандиозные звездные системы , по своим размерам сравнимые с нашей Галактикой . Поэтому они получили название галактик. Совокупность всех галактик составляет наибольшую известную нам систему , называемую Метагалактикой . До ее границ мы не добрались еще , и им еет ли она ц ентр — неизвестно. Эта пробле ма была кардинальной для выяснения вопроса о природе таких туманных пятен и об их месте во Вселенной , центр которой че ловек перенес с Земли сна чала к Солнцу , затем к центру нашей Галактики, До середин ы XX века галактики многим и считались небольшими объектами , находящимися внутри нашей Га лакти ки наряду со звездными скоплениями и газо выми туманностями . Считали даже в 20-х годах , что это линзы , состоящие из пыли и освещенные изнутри одной яркой звездой в их центре . Путь к опреде л ению расстоянии открыли сотрудники Гарвардской обсе рватории , а затем Лундмарк и Хаббл . Первые из них установили , что в Магеллановых Облаках , выглядящих как обрывки Млечного Пу ти , видно много цефеид — периодических переменных з везд , у которых период изменен ия блеск а растет с их видимым блеском . Вокруг Магеллановых Облаков цефеид практически не бы ло видно , и было ясно , что их видимая концентрация в Облаках есть результат пространствен ной концентрации в них цефеид , а различия их видимого блеска соответствуют различиям в их истинной силе света — в светимости . Так было открыто важнейшее свойство цефеид , ока завшееся справедливым везде , а именно существ ование соотношения период — светимость . Установив (с трудом из-за их дальности от нас ) светим ости бли жайших к на м цефеид разного периода , можно было и з сравнения их видимого блеска в нашей Галактике и в Магеллановых Облаках установить , во сколько раз послед ние от нас дальше , чем ближайшие к нам цефеиды . Ока залось , что Магеллановы Облака находятся за пределами нашей Галактики . Линейный размер их , определяемый по видимому угловому размеру и уже известному теперь расстоянию , оказался в несколько раз меньше нашей Галактики , но все же они представ ляют собой гигантские звездные системы. Они содержат ми ллионы звезд , газовы е туманности и сот ни звездных скоплений , сходных с нашими . М агеллановы Облака были первыми системами , отк рытыми за границей нашей Галактики . Но они имеют неправильную клочковатую форму , и э то еще ни чего пока не говорило о прир оде самых интересных ту манн о стей спирального вида. Только в ближайших к нам галактиках можно среди ярчайших звезд распознать цефеиды и , определи в их пе риоды , найти их расстояние более точно , чем по новым звгздам. В 1924 г . Лундмарк и Виртц обнаружили по неболь шому числу измеренных уже спектрально (по принципу Доплера — Физо ) лучевых скоростей , что га лактики уда ляются от нас по всем направл ениям и тем скорее , чем они дальше от нас . Скорость этого удаления Хаббл опреде лил около 1930 г . в 550 км /с на каждый мегапарсек расстоян ия , и по этому открытие красного смещен ия при писывается обычно ему . Непрерывные пров ерки эффекта , глав ным образом за счет уве личения шкалы расстояний до ближайших галакти к , к настоящему времени довели по стоянную Хаббла до значений около 50 км /(с • Мпс ), но больш инство астрофизиков все еще предпочи тает пользоваться более ранним определением Н о = 75 км /(с • Мп с ), быть может , выжидая , когда уляжется волн а новых ре зультатов , колеблющихся между 100 и 50 км /(с • Мпс ). Строение и свойства галактик Эти параметры явля ются важнейшими характери стиками звездных систем. Массы индивидуальных галактик уст анавливают , опре деляя кривую их вращения , кото рая в центральной обла сти близка к тверд отельной ; затем происходит постепен ный переход к вращению по закону Кеплера , когда расстояния от центральной массы уже в елики , окружаю щая точку плотность мала и сравнительно мала масса внешней области . Крив ые вращения получают оптиче ским методом , расп олагая щель спектрографа вдоль видимой большо й оси изображения галактики , причем успе х тем больше , чем ближе плоскост ь ее вращения к лучу зрения . Измерения ограничиваются центральной , яркой частью галакт ики и дают лишь нижний предел ее масс ы . Детальная инте рпретация кривой вращения п нахож дение па нее распределения плотностей р внутри гал ак тики требуют дальнейшего уточнения . Для этого необхо димо принять модель галактики : плоскую или модель в виде неоднородного сфероида , в котором поверхности постоянной плотности — подобные сфероиды , или еще более сл ожную форму. Масс ы плоских систем начинаются при мерно с 10^11 ( в степени 11) и уменьшаются до масс звездных ско плении. где V – круговая скорость в кеплеровской кривой ; R – ра диус ; G – гравитационная сила . Массы эллиптических и массы спираль ных галактик можно оцепить в случае пар — двойных галактик , у ко торых разность глоба льных скоростей можно предпола гать равной ск орости обращения , как у спектрально-двойных зв езд . Однако здесь остается неизвестным угол наклона орбиты , и кривую скоростей о пределить нельзя . Мы получаем лишь ниж ний предел суммы масс двух га лактик , как в случае спектрально-двойных звезд. Выше было освещен ряд относящихся сюда вопросов , но надо добавить еще многое. Форма спир альных ветвей , как оказалось , хорошо со ответст вуе т логарифмической спирали r = r(0) ехр ( ), где = :180 и = с tg , или lg r = lg r(0)+c , где с = ( /180)*lg e =0,00758. Здесь — хара ктеристический угол между радиусом-ве ктором точки спирали и касательной к ней . Коне чно , тут имеется ввиду истинная форма ветв ей в их плоско сти , а не форма , искажен ная проекцией . В среднем = 73° и варьирует в пределах 54 — 86°. Первое значе ние соответствует широ ко раскрытым ветвям , второе от носится к спиралям , приб лижающимся к окружности. Бывает , что ветви имеют несколько различные формы . Вс тречаются галактики с тремя-четырьмя ветвями и та кие , у которых есть ветви внутренние и внешние , или “многорукавные” . Верн е е сказать , у последних ветви не сплошные , а состоят из дуг , не связанных друг с другом . Двух - и даже трехъярусные с пиральные галактики свидетельствуют о сложности этих явлений природы . Еще ранее Хаббл обнаружил , что есть галактики с “перекладин ой” — по-а нглийски “бар”, — в центре которой находится их ядро , а спиральные ветви отходят о т концов бара , но есть и такие , в к оторых ветви отходят от середины бара ; пос ледние представляют трудность для теории , счи тающей ветви “истечением” из бара . Обнаружено течени е газа от ядра вдоль бара со скоростями до 100 км /с . В области спиральных ветвей в большинстве случаев вращение бл изко к твердотельному , и точка пе региба н а кривой вращения находится там , где ветви уже не прослеживаются , хотя свечение сист емы тянется еще далеко . Нередко ветви отходят не от бара , а от перифе рии кольца , для которого бар является диаметром. Много деба тов вызывал вопрос о направлении враще ния галактик — идет ли оно так , что ветви при этом “волочатся” или , наоборот , “разматываютс я” . Это важно для теории их происхож дения . Острота вопроса сглади лась , когда обнар ужили галактики , имеющие одновременно ветви п ротивоположных направ лений , т.е . одни “волочащиеся ” , другие “разматываю щиеся” . Если вращение поч ти твердотельно , то нет по мех для возникн о вения ветвей любой формы. Хаббл ввел обозначения для простых спиралей — S , для “перес еченных спиралей” (с баром ) — S В . Для про межуточных форм (очень короткий бар ) вводились обо значени я S АВ или другие . Неправильные галактики он обозн ачал через I или Ir , н о су ществует две их разновидн ости . Эллиптические галактики по Хабблу обозн ачаются буквой Е с прибавлением цифры от 1 до 7, которая ук азывает степень сжатия , определяе мую отношением 10( a-b ) : а, где а и b — видимые диаметры (обычно искаженны е для нас прое кцией ). Потом он наше л “линзовидные” галак тики с “балджем” (больши м ядром ), окруженным диском , в котором спир алей нет . Он их обозначил S0. Дальней шие наблюдения показали , что классификация Хаббла не отраж ает всего многообразия существующих форм и свойств галактик , и было предложено н есколько других классификаций , еще быстрее “о тстававших от жизни” , и мы на них оста навливаться не будем. Хаббл ввел еще следующие важные дополнения . Сей час им приходится придавать другой , более глубоки й смысл , чем предполагал Хаббл . Аморфные , бесструктур ные спиральные ветви , не содержащ ие сверхгигантов и бедные газом , отмечаются приставкой а ( S а ). Очень клочковатые ветви с мн ожеством горячих звезд-гигантов и бо гатые газ овыми туманностями — приставкой с ( S с ), а спирали промежут очного вида отмечаются приставкой b ( Sb ). Такова М 31 ( Sb ), а М 33 есть S с . Наша Г алактика может относиться к типу Sb с — промежуточная спираль . У S с ядра значительно меньше , чем у Sb. Но у S а , вопреки мнению Хаббла , они бывают разными. После мно гих попыток теоретически объяснить суще ств ование спиральных галактик при наличии не строго твердотельного вращения очень популярно й стала тео рия , основы которой заложили Л ин и Шу в 60-е годы. Большой интер ес представляет знание того , как галактики распределяются по светимостям , что в некоторой степени отражает их распределение и по массе , так как при одинаковом сост аве входящих в них звезд масса пропорцион альна светимости . Это положение более оправда но для однотипных галактик , в особенности дтя эллиптических , у кот о рых нет большого различия ни в структуре , ни в цвете . Но сперва пытались получить об щу ю картину для всех типов галактик вместе , и тогда казалось , что карликовых галакти к с абсолютной величиной М = — 16 ( в степени m) и меньше мало . Но потом открыли довольн о много очень слабых и мелких галактик в окр ест ностях нашей Галактики . Пространственную структуру галактик типов Е и S 0 можно узнать , вычисляя пространственные плотности в функции радиуса из результатов точной фотометрии их поверхностной яркости . Яркость , измеренная в точках вдоль видимого радиуса , создается излучением всех звезд , лежащих на луче нашего зр ения — на хордах сфероида . От яркости в проекции можно перейти при условии наличия центра льной симметрии к объемной яркости. Строени е Метагалактики , скопления. Отдельные галактики часто объединены в пары сравни мых друг с другом систем или состоят из одной большой галактики и одного или даже нескольких спутников с меньшими свети мостью , размерами и массами. Можно зам етить и немногочисле нные группы галак тик . Некоторые из них , чаще часть их члено в, — лишь случайные проекции галактик , расположенных б лиже или дальше . Наиболее тесными парами и группами с члена ми , безусловно связанными друг с другом физически , яв ляются взаимоде йствующие сист емы — гнезда и цепочки систем. Наконец , существуют скопления галактик ка к бедные и рассеянные , так и богатые , к онцентрирующиеся к цен тру скопления сотен и многих тысяч галактик. Много усилий прилагается к попыткам о бнаружить скопления галактик — системы , которые стали бы едини цами высшего порядка в качестве “кирпичей” Метагалак тики . Реальное су ществование их пока не доказано В скоплениях сильно преобладают эллиптиче ские Е и линзовидные галактики S 0, а в общем пол е между ни ми многочисленны спирали. Двой ные галактики. Хольмберг в Швец ии составил каталог двойных и кратных гал актик в количестве около 8007, но , к сожалению , со временным требованиям он не удовлетворяет . Во всяком случае , гипотезу Хольмберга , что д войные галактики возникают в результате грави т ационного захвата , надо оставить . По современным представлениям пары , группы и ско пления галактик , как та ковые , возникали на ранних стадиях их образования. И . Д . Караченцев ввел понятие об из олированных галактиках , видимое расстояние между которыми в пять или более раз м еньше расстоя ния до другой ближайшей галакти ки , и составил каталог 603 пар. Надо заметить , что в любом каталоге таких галактик нет сведений о расстоянии от нас до к аждой компоненты , и потому нет уверенности в реальной близости их компо нен т д руг к другу . Поэтому И . Д . Караченцев и другие астрономы упорно работаюли над оп ределением красного смещения компонент . Из ни х они находят и разности скоростей компон ент , помогающие оценить мас су систем и от ношение у них массы к светимости. Масса пары галактик пропорциональна квадрату раз ности их скоростей (предполагается , что их движени е орбитально ) и расстоянию между компонентами . Но мы не знаем наклона к лучу зр ения орбиты и длины линии , соединяющей ком поненты , и поэтому пользуемся средни ми , вероя т нейшими их величинами . Пейдж в США , полу чивший скорости многих пар , показа л , что массы , опре деленные этим методом , на порядок больше масс , которые могли бы быть найдены из изучения вращения галактик или дисперсии скоростей в них . Более точные измерения с коростей в САО на 6-метровом телескопе это различие в о пределении масс устраняют . Половина “изолированны х пар” состоит из взаимодействующих галактик . По Уайту типичный орбитальный период в парах составляет 200 • 10 6 лет , а типичное расстояние между ни ми ок оло 40 кпс . До 15% всех галактик входит в пары , но пока еще трудно уточнить процент оп тических пар вследствие случайной проекции . Э ксперименты И.Д . Караченцева и А . Л . Щербано вского с использованием ЭВМ показали , что оптических пар только около 10%, но чис ло это за висит от условий определения понятия двойственности. Группы. Хольмберг выделял из поля тройны е и крат ные галактики . Как ни определять их , число объектов быстро убывает с п ереходом ко все большей кратности . С друго й стороны , выделяют группы галак тик ; н апример , Вокулер дал список 54 групп и их членов . Но эти весьма обширные группы содержат до десятков членов , перехо дя , вероятно , в бедные скопления , бедные скопления пе реходят в богатые , состоящие из сотен , а может быть , десятков тысяч членов . Почт и ни для одной группы , даже малочисленной , нет сведений о лучевой скорости каждо го члена . Из нескольких данных часто можно сделать заключение , что , применив теорему о вириале , мы полу чим положительную энергию , указывающую на неустой чивость группы . В . А. Амбарцумян трактует это как признак молодости таких групп и считает их мо л одыми. Другие астроно мы не согласны с ним и полагают , что все группы должны быть устойчивы , а это требует при данных скоростях членов боль шей массы ; поэтому и го ворят о “скрытой м ассе” . Группы Вокулера содержат в некоторой неизвестной мере галактики , лишь пр оектирующиеся на группу . Я . Э . Эйнасто счит ает , что у гигант ских галактик есть грома дное гало (как у М 87) и они-то и представляют “скрытую массу” . Однако , чем больше членов в системе , тем больше должна быть “с крытая масса” , так что вклад корон был бы совершенно недоста точным , но в распрост раненность корон астрономы не верят , и в общем проблемы устойчивости групп и суще ствования “скрытых масс” еще не решены. Самыми бесспо рными и наиболее интересными груп пами я вляются гнезда взаимодействующих галактик ; сре ди последних к наименее тесным относится Кв интет Сте фана из пяти галактик . Но и в нем , как в цепочке VV 172 и некоторых других , есть член с аномальным красным смещением . Арп предполагает , что такие группы выбро шены из больших галак тик. Скопления га лактик. Ближайшее к нам скоп ление галактик , скорее , облако их , включающее много больших и ярких спиралей , содержащих газ и пыль , отстоит на нас на 12 Мпс и находится в скоплении Де вы . Подобное ж е близкое облако находится в Большой Медв едице . Каждое из них содержит сотни галакт ик . Но больший интерес представляют богатые шаровые скопления галактик , кон центрирующиеся к своему центру . Ближайшее из них — в Волосах Вероники , отстоящее от нас на 70 Мпс , содер жит за единичными исключениями эллиптические Е и линзовидные галактики S 0, в которых газа или совс ем нет или мало . Число галактик в скоп лениях такого “пра вильного” типа устанавливается лишь до какой-либо предельной видимой зве здной в еличины . Ярчайшие члены правильных скоплений являются гигантскими галактика ми и неизменность этих величин использу ется для оценки расстояния до очень далеких скопл ений , определение красного смещения которых н евозможно по техническим причинам . Цвикки рег и стрировал скопления с числом вид имых членов не менее 50. В больших , кон центрированных скоплениях , ближайших к нам , насчи тывается более 10000 ч ленов . Установление принадлеж ности к скоплению отдельных членов по красному смеще нию при большом числе членов представляет чрез вычайные трудности . Подсчеты членов скопления в функции расстояния от центра делают , вы читая из плотности га лактик скопления плотно сть галактик фона неба побли зости . Так , ус тановлено , что в богатых правильных скоп ления х ход числовой пл о тности на п лощади сходен с хо дом числа частиц в изотермическом газовом шаре в функции расстоя ния от центра . Беря же бо лее широкие окрестности , Л . С . Шаров показа л наличие в скоплениях галактик плотного ядра и обширной короны ; кроме того , наблюд ается сегре гация некоторых типов галактик , например сильнее концентри рующихся к центру . Наибольшее число красных смеще ний (около 50) измерено в скоплении Кома . В таких случаях по дисперсии скоростей членов можно оценить м ассу ; ее можно оценить также по функции свет имости галактик в скоплении , нормал изуя ее и зная связь све тимости с мас сой для эллиптических галактик . Массы богатых скоплений составляют 10 14 масс Солнца (и больше ). Неожиданное ко мпактное скопление открыла Р . К . Шахбазян . Оно оказалось состоящим из дюж ины ком пактных галактик . Расстояние до него равно 700 Мне , а размер — всего 350Х 180 кпс . Дисперсия лучевых скоростей в нем необъяснимо мала : 62 км /с . Шахбазян и Петросян от крыли затем в Бюракане еще десятки подобных по виду скоплений , но они еще не исслед ованы. Очень трудно выделить в скоплениях карликовые чле ны , в частности , рассеянные бедные сфероидальные г а лактики типа Печи и Скульптора , так как последние плохо видны из-за малой поверхн остной яркости , а другие трудно отличить о т галактик далекого фона . Каталог таких галактик типа Скульптора составила и исс ледовала В . Е . Караченцова. Длительные поис ки привели к заключению , что лишь в немногих скоплениях имеется крайне слабое общее свечение , создаваемое , вероятно , карликовыми галакти ками . С другой сторон ы , в них рассеяно небольшое коли честв о пыли , заметно поглощающей свет. Нейтральный в одород в скоплениях не обнаружен , но есть радиоизлучение , идущее от существующего по гипо тезе Б.В . Комберга горячего газа в коронах гигантских членов скопления . Было най д ено в скоплениях и рент геновское из лучение , особенно сильное от радиогалактики NGC 1275 в скоплении Персея . Эйбелл на Паломарском атласе неба нашел 2712 очень богаты х скоплений , а Цвикки по тому же матер иалу выявил и оконтурил десятки тысяч ско плений с чи слом членов не менее 50 и кратко классифицировал их. Эти данны е служат материалом для огромного числа п опыток обнаружить скопления скоплений , иначе сверх скопления . Некоторые авторы их не усматр ивают , другие считают , что нашли , третьи по лагают , что сами оп ределе ния этого по нятия различны . Те , кто считает , что сверх с копления найдены , находят в их составе все го три — четыре скопления , что следовало бы наз ывать лишь кратной галактикой , в ранг же скоплений зачисляют си стемы , содержащие хотя бы десятки звезд. Поэтому автор счи тает , что пока еще скопления скоплений не обнару жены , хоть могут существовать . Его мнение разделяет , по-видимому , и Эйбелл , ранее выделявший такие сверх-скоплеиия . Статистические методы , применяемые в этих поисках , вынуж дены опираться н а каталог Цвикки , даю щий контур скопления . Границы даже прос тых скоплении определены очень ненадежно . Б . И . Фесенко считает , что при таких работа х сильное искажение вносит неучиты ваемое вли яние клочковатости межгалактического погло щения света в пашей Га л актике . Ему т акже кажется сомнительным утверждение Вокулера , что ближайшие к нам облака и группы скоплений (ближе 5 Мпс ) образуют уплощенное сверхскоплеп ие с центром в скоплении Девы. Некоторые частные случаи поздней эволюции галактик За последн ие год ы многократно пытались создать модели звездного состава галактик , которые бы отвечали наблю даемым интегральным спектрам ярких (центральных ) областей спиральных и элли птических галактик . (Получить хорошие спектрограмм ы слабо светящихся , но об ширных часте й галактик , диска и спиральных ветвей по ка не удается .) В модели должна быть подобрана такая смесь звезд разных спект ров и светимостей , чтобы она при взятых пропорциях их числа давала спектр , сходный с наблюдаемым . Получается , что эти област и галактик дол ж ны содержать больш е красных карликов , чем звезды вблизи Солн ца . Модели эти пока еще не вполне сове р шенны . Поэтому , даже если числовые данные теории для разных стадий эволюции различны х звезд верны , расчеты эволюции суммарного звездного состава галактик н е льзя еще апробировать с уверенностью . В . А . Амбарцумян , сопоставляя видимую неустойчивость ме лких групп и скоплений галактик с существ ованием активности ядер , пришел к мысли о вероятности ранней фрагментации дозвездного вещества , превращения его в разлета ю щиеся системы звезд в ассоциациях и галактик в группах . Та кую дисперсию вещест ва вместо его конденсации он считает прои сходящей и в современную эпоху. Более расп ространена идея конденсации диффузного вещества в звезды , восходящая к гипотезе Гершеля . За по следние годы эта гипотеза р азвилась в теорию звездо образования при движ ении в газе ударной волны сжатия . Звездооб разование в нашу эпоху связывается с нали чием молодых горячих звезд в области движ ения и сжатия холодных газов с пылью . Но системы самих гала к тик от нося тся к очень давней эпохе эволюции Метагал актики , и все группы галактик и их спу тники считаются возник шими лишь давным-давно. В противоп оложность этому изучение взаимодействия галактик привело автора данного обзора к убеждени ю , что иногда на пер иферии плоских галактик , в частности на конце спиральной ветви , возникают сгущения массы и свечения , которые отделяются несколько от спиральной ветви и из части спиральной галактики превращаются тем самым в ее спутника . М ассы их варьируют от массы небольш о й области Н I I до массы , сравнимой с массо й галактики-родительницы , как , например , в общеи звестной системе М 51. Приливная теория готова приписать приливам от уже существовавшего спутника само возникновение спиральных ветвей , но большинство подобных спутни ков так малы по массе , что не в состоянии создать требуемых мощных приливных сил . Пов идимому , фраг ментация происходит и в гнездах и в цепочках галактик , которые должны быть неустойчивы уже из-эа своей формы . В исследова нных к 1980 г . случаях внутренние ск орости компонент оказались удивительно малыми. СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ 1. Мартынов Д . Я ., 1979 — Курс общей астрофизики : 3-е изд. — М .: Наука. 2. Воронцов-Вельяминов Б . А., 1978 — Внегалактическая астрономия, 2-е изд. — М .: Наука . 3. Происхождение и эволюция галактик и звезд / Под ред . С.Б . Пикельнера.— М .: Наука, 1976. 4. Проблемы современной космогонии /Под ред . В . А . Аябарцумяна. — М .: Наука, 1969. 5. Бербидж Дж ., Бербидж М., 1969 — Квазары. — М .: Мир . 6. Строение звездных си стем /Под ред . П . Н . Х олоиова. — М .: ИЛ , 1962. 7. Зельдович Л . Б ., Новиков И . Д., 1967 — Релятивистская астрофизи ка. — М .: Наука . 8. Звезды и звездные системы. / Под . ред . Д.Я . Мартынова.-М .: 1981 г. 9. Волынский Б.А. , Астрономия.-М .: 1971 г.
1Архитектура и строительство
2Астрономия, авиация, космонавтика
 
3Безопасность жизнедеятельности
4Биология
 
5Военная кафедра, гражданская оборона
 
6География, экономическая география
7Геология и геодезия
8Государственное регулирование и налоги
 
9Естествознание
 
10Журналистика
 
11Законодательство и право
12Адвокатура
13Административное право
14Арбитражное процессуальное право
15Банковское право
16Государство и право
17Гражданское право и процесс
18Жилищное право
19Законодательство зарубежных стран
20Земельное право
21Конституционное право
22Конституционное право зарубежных стран
23Международное право
24Муниципальное право
25Налоговое право
26Римское право
27Семейное право
28Таможенное право
29Трудовое право
30Уголовное право и процесс
31Финансовое право
32Хозяйственное право
33Экологическое право
34Юриспруденция
 
35Иностранные языки
36Информатика, информационные технологии
37Базы данных
38Компьютерные сети
39Программирование
40Искусство и культура
41Краеведение
42Культурология
43Музыка
44История
45Биографии
46Историческая личность
47Литература
 
48Маркетинг и реклама
49Математика
50Медицина и здоровье
51Менеджмент
52Антикризисное управление
53Делопроизводство и документооборот
54Логистика
 
55Педагогика
56Политология
57Правоохранительные органы
58Криминалистика и криминология
59Прочее
60Психология
61Юридическая психология
 
62Радиоэлектроника
63Религия
 
64Сельское хозяйство и землепользование
65Социология
66Страхование
 
67Технологии
68Материаловедение
69Машиностроение
70Металлургия
71Транспорт
72Туризм
 
73Физика
74Физкультура и спорт
75Философия
 
76Химия
 
77Экология, охрана природы
78Экономика и финансы
79Анализ хозяйственной деятельности
80Банковское дело и кредитование
81Биржевое дело
82Бухгалтерский учет и аудит
83История экономических учений
84Международные отношения
85Предпринимательство, бизнес, микроэкономика
86Финансы
87Ценные бумаги и фондовый рынок
88Экономика предприятия
89Экономико-математическое моделирование
90Экономическая теория

 Анекдоты - это почти как рефераты, только короткие и смешные Следующий
- Бабушка, а почему у тебя такие большие глаза?
- Это чтобы лучше видеть тебя.
- Бабушка, а почему у тебя такие большие уши?
- Это чтобы лучше слышать тебя.
- Бабушка, а почему у тебя такой большой нос?
- Внучек, отстань, мы же слоны, в конце концов!
Anekdot.ru

Узнайте стоимость курсовой, диплома, реферата на заказ.

Обратите внимание, реферат по астрономии, авиации, космонавтике "Эволюция и строение галактики", также как и все другие рефераты, курсовые, дипломные и другие работы вы можете скачать бесплатно.

Смотрите также:


Банк рефератов - РефератБанк.ру
© РефератБанк, 2002 - 2016
Рейтинг@Mail.ru