Реферат: Рождение звезд - 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

Рождение звезд

Банк рефератов / Астрономия, авиация, космонавтика

Рубрики  Рубрики реферат банка

закрыть
Категория: Реферат
Язык реферата: Русский
Дата добавления:   
 
Скачать
Архив Zip, 296 kb, скачать бесплатно
Заказать
Узнать стоимость написания уникального реферата

Узнайте стоимость написания уникальной работы

Стр . 6 из 8 стр . 7 из 8 СШ № 78 РЕФЕРАТ по теме : “ РОЖДЕНИЕ ЗВ ЁЗД ”. Выполнил : Плотников С.С. Проверил : г . Хабаровск, 1998 г. Содержание : Осно вные звездные характеристики 2 Светимость и расстояние до звезд 2 Спектры звезд и их химический состав 2 Температура и масса звезд 3 Связь основных звездных величин 4 Звезды рождаются 4 Межзвездный газ 4 Межзвездная пыль 4 Разнообразие физических условий 4 Почему должны рождаться новые звезды ? 5 Газово-пылевые комплексы - колыбель звезд 5 Звездные ассоциации 6 Кратко о всем процессе рождения 6 Список использованной литературы : 6 Основные звездные характеристики Светимость и расстояние до звезд Прежде всего надо понять , что звезды , за редчайшим исключением , наблюдаются как "точечные " источники излучения . Это означае т , что их угловые размеры очень малы . Д аже в самые большие т елескопы нельзя увидеть звезды в виде "реальных " дисков . Подчеркиваю слово "реальных ", так как благод аря чисто инструментальным эффектам , а главны м образом неспокойностью атмосферы , в фокальн ой плоскости телескопов получается "ложное " из ображение звезды в виде диска . Угл овые размеры этого диска редко бывают мен ьше одной секунды дуги , между тем как даже для ближайших звезд они должны быть меньше одной сотой доли секунды дуги. Итак , звезда даже в самый большой телескоп не может быть , как говорят астрон омы , "р азрешена ". Это означает , что мы можем измерять только потоки излучения от звезд в разных спектральных участках . Мер ой величины потока является звездная величина . Светимость определяется , если известны ви димая величина и расстояние до звезды . Есл и для опред еления видимой величины ас трономия располагает вполне надежными методами , то расстояние до звезд определить не т ак просто . Для сравнительно близких звезд , удаленных на расстояние , не превышающие неско льких десятков парсек , расстояние определяется известны м еще с начала прошлого столетия тригонометрическим методом , заключающим ся в измерении ничтожно малых угловых сме щений звезд при их наблюдении с разных точек земной орбиты , то есть в разное время года . Этот метод имеет довольно б ольшую точность и достаточн о надеже н . Однако для большинства других более уда ленных звезд он уже не годится : слишком малые смещения положения звезд надо измеря ть - меньше одной сотой доли секунды дуги ! На помощь приходят другие методы , значит ельно менее точные , но тем не менее до ста т очно надежные . В ряде случаев абсолютную величину звезд можно определить и непосредственно , без измерения расстояния до них , по некоторым наблюдаемым особенно стям их излучения. Спектры з везд и их химический состав Исключительно б огатую информацию дает изучение спектров звезд . Уже давно спектры подавляющего большинства звезд разде лены на классы . Последовательность спектральных классов обозначается буквами O, B, A, F, G, K, M. Существующая система классификации звездных спектров на с только точна , что позволяет опред елить спектр с точностью до одной десятой класса . Например , часть последовательности зв ездных спектров между классами B и А обозн ачается как В 0, В 1 . . . В 9, А 0 и так дале е . Спектр звезд в первом приближении похож на спект р излучающего "черного " тела с некоторой температурой Т . Эти темпе ратуры плавно меняются от 40-50 тысяч градусов у звезд спектрального класса О до 3000 гра дусов у звезд спектрального класса М . В соответствии с этим основная часть излучен ия звезд спектральн ы х классов О и В приходиться на ультрафиолетовую часть спектра , недоступную для наблюдения с пов ерхности земли . Однако в последние десятилети я были запущены специализированные искусственные спутники земли ; на их борту были уста новлены телескопы , с помощью к оторых оказалось возможным исследовать и ультрафиол етовое излучение. Характерной особенностью звездных спектров является еще наличие у них огромного к оличества линий поглощения , принадлежащих различн ым элементам . Тонкий анализ этих линий поз волил получить особенно ценную информацию о природе наружных слоев звезд. Химический состав наружных слоев звезд , откуда к нам "непосредственно " приходит их излучение , характеризуется полным преобладанием водорода . На втором месте находится гелий , а обилие остальных элем ентов достато чно невелико . Приблизительно га каждые десять тысяч атомов одорода приходиться тысячи атомов гелия , около 10 атомов кислорода , немного меньше углерода и азота и всего лишь один атом железа . Обилие остальных элемен тов совершенно ничтожно . Без п реувел ичения можно сказать , что наружные слои зв езд - это гигантские водородно-гелиевые плазмы с небольшой примесью более тяжелых элементов. Хорошим индикатором температуры наружных слоев звезды является ее цвет . Горячие зве зды спектральных классов О и В и м еют голубой цвет ; звезды , сходные с нашим Солнцем (спектральный класс которого G2), предст авляются желтыми , звезды же спектральных клас сов К и М - красные . В астрофизике имее тся тщательно разработанная и вполне объектив ная система цветов . Она основана на сравнении наблюдаемых звездных величин , п олученных через различные строго эталонированные светофильтры . Количественно цвет звезд харак теризуется разностью двух величин , полученных через два фильтра , один из которых пропус кает преимущественно синие лучи (" В "), а другой имеет кривую спектральной чувств ительности , сходную с человеческим глазом ("V"). Те хника измерений цвета звезд настолько высока , что по измеренному значению B-V можно опред елить спектр звезды с точностью до подкла сса . Для слабых звезд анализ ц в етов - единственная возможность их спектра льной классификации. Температура и масса звезд Знание спектрального класса или цве та звезды сразу же дает температуру ее поверхности . Так как звезды излучают прибли зительно как абсолютно черные тела соответств ующей температуры , то мощность , излученная еди ницей их поверхности , определяется из за кона Стефана Больцмана : - постоянная Больцмана Мощность излучения всей поверхности звезд ы , или ее светимость , очевидно будет равна ( * ), где R - радиус звезды . Таким образом , для определения радиуса звезды надо знать ее светимость и температуру поверхности. Нам остается определить еще одну , едва ли не самую важную характеристику звезд ы - ее массу . Надо сказать , что это сделать не так то просто . А главное существует не так уж много звезд , для которых имеются надежные определения их ма сс . Последние легче всего определить , если звезды образуют двойную систему , для которой большая полуось орбиты а и пе риод обращения Р известны . В этом случае массы определяются из третьего закона Ке плера , который может быть записан в следую щем виде : , здесь М 1 и М 2 - массы компонент систе мы , G - постоянная в законе всемирн ого тяготения Ньютона . Уравнение дает сумму масс компонент системы . Если к тому же известно отношение орбитальных скоростей , то их массы можно определить отдельно . К сожаления , только для сравнительно небольшого количест в а двойных систем можно таким образом определить массу каждой из звезд. В сущности говоря , астрономия не распо лагала и не располагает в настоящее время методом прямого и независимого определения массы (то есть не входящей в состав кратных систем ) изолирова нной звезды . И это достаточно серьезный недостаток нашей науки о Вселенной . Если бы такой мето д существовал , прогресс наших знаний был б ы значительно более быстрым . В такой ситуа ции астрономы молчаливо принимаю , что звезды с одинаковой светимостью и цвето м имеют одинаковые массы . Последние же определяются только для двойных систем . Утв ерждение , что одиночная звезда с той же светимостью и цветом имеет такую же ма ссу , как и ее "сестра ", входящая в соста в двойной системы , всегда следует принимать с некоторой о сторожностью. Связь осн овных звездных величин Итак , современная астрономия располаг ает методами определения основных звездных ха рактеристик : светимости , поверхностной температуры (цвета ), радиуса , химического состава и массы . Воз никает важный вопрос : являются ли эти характеристики независимыми ? Оказывается , нет . Прежде всего имеется функциональная зави симость , связывающая радиус звезды , ее боломет рическую светимость и поверхностную температуру . Эта зависимость представляется прос т ой формулой ( * ) и является тривиальной . Наряду с этим , однако , давно уже была о бнаружена зависимость между светимостью звезд и их спектральным классом (или , что факт ически одно и то же ,- цветом ). Эту завис имость эмпирически установили (независимо ) на бо л ьшом статистическом материале еще в начале нашего столетия выдающиеся астр ономы датчанин Герцшпрунг и американец Рассел . Звезды ро ждаются Меж звездный газ Потребовалось , однако , тысячелетнее ра звитие науки , чтобы человечество осознало про стой и вместе с тем величественный факт , что звезды - это объекты , более или мене е похожие на Солнце , но только отстоящие от нас на несравненно бол ьшие ра сстояния . Ньютон был первым , кто правильно оценил расстояния до звезд . Два столетия после великого английского ученого почти все ми молчаливо принималось , что чудовищно больш их размеров пространство , в котором находятся звезды , есть абсолютная пуст о та . Лишь отдельные астрономы время от времен и поднимали вопрос о возможном поглощении света в межзвездной среде . Только в сам ом начале XX столетия немецкий астроном Гартман убедительно доказал , что пространство между звездами представляет собой отнюдь не м ифическую пустоту . Оно заполнено газом , правда , с очень малой , но вполне определенной плотностью . Это выдающиеся открытие , так же как и многие другие , было сделано с помощью спектрального анализа. Почти половину столетия межзвездный газ исследовался главны м образом путем а нализа образующихся в нем линий поглощения . Выяснилось , например , что довольно часто эт и линии имеют сложную структуру , то есть состоят из нескольких близко расположенных друг к другу компонент . Каждая такая компонента возникает при погло щ ении света звезды в каком-нибудь определенном облаке межзвездной среды , причем облака движу тся друг относительно друга со скоростью , близкой к 10 км /сек . Это и приводит благ одаря эффекту Доплера к незначительному смеще нию длин волн линий поглощения. Химиче ский состав межзвездного газа в первом приближении оказался довольно б лизким к химическому составу Солнца и зве зд . Преобладающими элементами являются водород и гелий , между тем как остальные элемен ты мы можем рассматривать как "примеси ". Межз в ездная пыль До сих пор , говоря о межзвезд ной среде , мы имели ввиду только межзвездн ый газ . но имеется и другая компонента . Речь идет о межзвездной пыли . Мы уже упоминали выше , что еще в прошлом столе тии дебатировался вопрос о прозрачности меж звездного пространства . Только около 1930 год а с несомненностью было доказано , что межз ведное пространство действительно не совсем п розрачно . Поглощающая свет субстанция сосредоточе на в довольно тонком слое около галактиче ской плоскости . Сильнее всего пог л ощаются синие и фиолетовые лучи , между тем как поглощение в красных лучах сравнител ьно невелико. Что же это за субстанция ? Сейчас у же представляется доказанным , что поглощение света обусловленно межзвездной пылью , то есть твердыми микроскопическими частица ми вещ ества , размерами меньше микрона . Эти пылинки имеют сложный химический состав . Установлено , что пылинки имеют довольно вытянутую форму и в какой-то степени "ориентируются ", то есть направления их вытянутости имеют тенд енцию "выстраиваться " в данном о б л аке более или менее параллельно . По этой причине проходящий через тонкую среду зв ездный свет становится частично поляризованным. Разнообразие физических условий Характернейшей особенностью межзвездной среды является большое разн ообразие имеющихся в ней физических условий . Там им еются , во-первых , зоны , кинетическая температура которых различается на два порядка . Имеются сравнительно плотные облака с концентрацией частиц газа , превышающей несколько тысяч на кубический сантиметр , и весьма разряженная среда между облаками , где концент рация не превышает 0,1 частицы на кубический сантиметр . имеются , наконец , огромные области , где распространяются ударные волны от взры вов звезд. Наряду с отдельными облаками как иони зированного так и неио низированного газа в Галактике наблюдаются значительно большие по своим размерам , массе и плотности агрегаты холодного межзвездного вещества , получив шие название "газово-пылевых комплексов ". Для на с самым существенным является то , что в таких газово-пылев ы х комплексах про исходит важнейший процесс конденсации звезд и з диффузной межзвездной среды. Почему до лжны рождаться новые звезды ? Значение газово-пылевых комплексов в современной астрофизике очень велико . Дело в том , что уже давн о астрономы , в значительной степени интуитивно , связывали образования конденсации в межзвездной среде с важнейшим процессом образования звезд из "диффузной " сравнительно разряженной газово-пылевой среды . Какие же основания существуют для предположения о с в язи между газово-пылевыми комплексами и процессом звездообр азоания ? Прежде всего следует подчеркнуть , что уже по крайней мере с сороковых годо в нашего столетия астрономам ясно , что зве зды в Галактике должны непрерывно (то есть буквально "на наших глазах ") обра зовываться из какой-то качественно другой суб станции . Дело в том , что к 1939 году было установлено , что источником звездной энергии является происходящий в недрах звезд тер моядерный синтез . Грубо говоря , подавляющие бо льшинство звезд излучают потому , ч то в их недрах четыре протона соединяются через ряд промежуточных этапов в одну альфа-частицу . Так как масса одного протона (в атомных единицах ) равна 1,0081, а масса ядр а гелия (альфа-частицы ) равна 4,0039, то избыток массы , равный 0,007 атомной единицы н а протон , должен выделиться как энергия . Тем самым определяется запас ядерной энергии в звезде , которая постоянно тратится на излучение . В самом благоприятном случае чис то водородной звезды запаса ядерной энергии хватит не более , чем на 100 миллионов ле т, в то время как в реальных условиях эволюции время жизни звезды оказы вается на порядок меньше этой явно завыше нной оценки . Но десяток миллионов лет - нич тожный срок для эволюции нашей Галактики , возраст которой никак не меньше чем 10 милл иардов лет . Возрас т массивных звезд уже соизмерим с возрастом человечества н а Земле ! Значит звезды (по крайней мере , массивные с высокой светимостью ) никак не могут быть в Галактике "изначально ", то есть с момента ее образования . Оказывается , что ежегодно в Галактике "умира е т " по меньшей мере одна звезда . Зна чит , для того , чтобы "звездное племя " не "выродилось ", необходимо , чтобы столько же зв езд в среднем образовывалось в нашей Гала ктике каждый год . Для того , чтобы в теч ении длительного времени (исчисляемыми миллиардам и лет ) Галактика сохраняла бы не изменными свои основные особенности (например , распределение звезд по классам , или , что п рактически одно и тоже , по спектральным кл ассам ), необходимо , чтобы в ней автоматически поддерживалось динамическое равновесие между р ождающ и мися и "гибнущими " звездами . В этом отношении Галактика похожа на пер вобытный лес , состоящий из деревьев различных видов и возрастов , причем возраст деревье в гораздо меньше возраста леса . Имеется , п равда , одно важное различие между Галактикой и лесом . В Г а лактике время жизни звезд с массой меньше солнечной превышает ее возраст . Поэтому следует ожидать постепенного увеличения числа звезд со с равнительно небольшой массой , так как они пока еще "не успели " умереть , а рождаться продолжают . Но для более массивны х звезд упомянутое выше динамическое рав новесие неизбежно должно выполняться. Газово-пылевы е комплексы - колыбель звезд Откуда же берутся в нашей Гал актике молодые и "сверхмолодые " звезды ? С д авних пор , по установившейся традиции, во сходящей к гипотезе Канта и Лапласа о происхождении Солнечной системы , астрономы пред полагали , что звезды образуются из рассеянной диффузной газово-пылевой среды . Было только одно строгое теоретическое основание такого убеждения - гравитационная неусто й чивос ть первоначально однородной диффузной среды . Дело в том , что в такой среде неизбежн ы малые возмущения плотности , то есть откл онения от строгой однородности . в дальнейшем , однако , если массы этих конденсаций прев осходят некоторый предел , под влиянием с илы всемирного тяготения малые возмущения будут нарастать и первоначально однородная среда разобьется на несколько конденсаций . Под действием силы гравитации эти конденса ции будут продолжать сжиматься и , как можн о полагать , в конце концов превратятся в зв е зды. Характерное время сжатия облака до ра змеров протозвезды можно оценить по простой формуле механики , описывающей свободное паде ние тела под влиянием некоторого ускорения . Так , к примеру , облако с массой , равной солнечной , сожмется за миллион лет. В про цессе только что описанной первой стадии конденсации газово-пылевого облак а в звезду , которая называется "стадией св ободного падения ", освобождается определенное коли чество гравитационной энергии . Половина освободив шейся при сжатии облака энергии должна п о кинуть облако в виде инфракрасно го излучения , а половина пойти на нагрев вещества. Как только сжимающееся облако станет непрозрачным для своего инфракрасного излучения , светимость его резко упадет . Оно будет продолжать сжиматься , но уже не по зако ну свобод ного падения , а гораздо медле ннее . Температура его внутренних областей , по сле того как процесс диссоциации молекулярног о водорода закончится , будет непременно повыш аться , так как половина освобождающейся при сжатии гравитационной энергии будет идти н а на г рев облака . Впрочем , такой объект назвать облаком уже нельзя . Это уже самая настоящая протозвезда. Таким образом , из простых законов физи ки следует ожидать , что может иметь место единственный и закономерный процесс эволюции газово-пылевых комплексов сначал а в п ротозвезды , а потом и в звезды . Однако возможность - это еще не есть действительность . Первейшей задачей наблюдательной астрономии является , во-первых , изучить реальные облака ме жзвездной среды и проанализировать , способны ли они сжиматься под действ и ем собственной гравитации . Для этого надо знат ь их размеры , плотность и температуру . Во-в торых , очень важно получить дополнительные ар гументы в пользу "генетической близости облак ов и звезд (например , тонкие детали их химического и даже изотопного состава, г енетическая связь звезд и облаков и проче е ). В-третьих , очень важно получить из наблю дений неопровержимые свидетельства существования самых ранних этапов развития протозвезд (напр имер , вспышки инфракрасного излучения в конце стадии свободного падения ). К роме того , здесь могут наблюдаться , и , по-видимому , наблюдаются совершенно неожиданные явления . Наконец , следует детально изучать протозвезды . Но для этого прежде всего надо уметь отличать их от "нормальных " звезд. Звездные ассоциации Эмпирическим подтверждением процесса образования звезд из облаков межзвездной с реды является то давно известное обстоятельст во , что массивные звезды классов О и В распределены в Галактике не однородно , а группируются в отдельные обширные скопления , которые позже получили название "ассоци ации ". Но такие звезды должны быть молодым и объектами . Таким образом , сама практика астрономических наблюдений подсказывала , что звез ды рождаются не поодиночке , а как бы г нездами , что качественно согласуется с предст а влениями теории гравитационной неуст ойчивости . Молодые ассоциации звезд (состоящие не только из одних горячих массивных г игантов , но и из других примечательных , за ведомо молодых объектов ) тесно связаны с б ольшими газово-пылевыми комплексами межзвездной с р е ды . Естественно считать , что так ая связь должна быть генетической , то есть эти звезды образуются путем конденсации облаков газово-пылевой среды. Процесс рождения звезд , как правило , н е заметен , потому что скрыт от нас пел еной поглощающей свет космической п ыли . Только радиоастромония , как можно теперь с большой уверенностью считать , внесла радикал ьное изменение в проблему изучения рождения звезд . Во-первых , межзвездная пыль не погл ощает радиоволны . Во - вторых , радиоастрономия о ткрыла совершенно неожиданные я вления в газово-пылевых комплексах межзвездой среды , которые имеют прямое отношение к процессу звездообразования. Кратко о всем процессе рождения Мы довольно подробно рассматривали вопрос о конденсации в протозвезды плотных холод ных молекулярных облаков , на кот орые из-за гравитационной неустойчивости распадае тся газово-пылевой комплекс межзвездной среды . Здесь важно еще раз подчеркнуть , что этот процесс является закономерным , то есть не избежным . В самом деле , тепловая неустойчиво с ть межзвездной среды неизбежно в едет к ее фрагментации , то есть к разд елению на отдельные , сравнительно плотные обл ака и межоблачную среду . Однако собственная сила тяжести не может сжать облака - для этого они недостаточно плотны и велики . Но тут "вступае т в игру " межзв ездное магнитное поле . В системе силовых л иний этого поля неизбежно образуются довольно глубокие "ямы ", куда "стекаются " облака межз вездной среды . Это приводит к образованию огромных газово-пылевых комплексов . В таких ко мплексах образуется с л ой холодного газа , так как ионизирующее межзвездный угле род ультрафиолетовое излучение звезд сильно п оглощается находящейся в плотном комплексе ко смической пылью , а нейтральные атомы углерода сильно охлаждают межзвездный газ и "термо статируют " его при оче н ь низкой температуре - порядка 5-10 градусов Кельвина . Так как в холодном слое давление газа равн о внешнему давлению окружающего более нагрето го газа , то плотность в этом слое знач ительно выше и достигает нескольких тысяч атомов на кубический сантиметр . П о д влиянием собственной гравитации холодны й слой , после того как он достигнет то лщины около одного парсека , начнет "фрагментир овать " на отдельные , еще более плотные сгу стки , которые под воздействием собственной гр авитации будут продолжать сжиматься . Таким в полне естественным образом в меж звездной среде возникают ассоциации протозвезд . Каждая такая протозвезда эволюционирует со скоростью , зависящей от ее массы. Когда существенная часть массы газа п ревратиться в звезды , межзвездное магнитное п оле , которое свои м давлением поддерживало газово-пылевой комплекс , естественно , не будет оказывать воздействия на звезды и молоды е протозвезды . Под влиянием гравитационного п ритяжения Галактики они начнут падать к г алактической плоскости . Таким образом , молодые звездные а с социации всегда должны приближаться к галактической плоскости. Список ис пользованной литературы : 1. И . С . Шкловский . Звезды : их рождение , жизнь и смерть 2. П . И . Бакулин . Курс общей астрономии 3. Ю . Н . Ефремов . В глубины Вселе нной
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
Как-то всё подозрительно: вслед за падением цен на нефть в мире заметно подешевело растительное масло.
Anekdot.ru

Узнайте стоимость курсовой, диплома, реферата на заказ.

Обратите внимание, реферат по астрономии, авиации, космонавтике "Рождение звезд", 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