Реферат: Солнце и его влияние на Землю - 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

Солнце и его влияние на Землю

Банк рефератов / Астрономия, авиация, космонавтика

Рубрики  Рубрики реферат банка

закрыть
Категория: Реферат
Язык реферата: Русский
Дата добавления:   
 
Скачать
Архив Zip, 61 kb, скачать бесплатно
Заказать
Узнать стоимость написания уникального реферата

Узнайте стоимость написания уникальной работы

22 СОДЕРЖАНИЕ 1) Введение 2) История наблюдений за Солнцем 3) Общ ая характерис тика 4) Внутренне строение 5) Атмосфера Солнца Солнечные пятна Факелы 6) Хромосфера 7) Солнечная корона 8) Путь Солнца среди звезд Суточный путь Солнца Годичный путь Солнца 9) Солнечные затмения 10) Ультрафиолетовое излучен ие Солнца 11) Место Солнца в г алактике 12) Циклы солнечной акти вности 13) Как Солнце влияет на Землю Энергия солнечног о света Солнечный ветер и межпланетные магнитные поля Бомбардировка энергичными частицами Активность Солнца и здоровье людей 14) Список использ ованн ой литературы ВВЕДЕНИЕ Каждому наверняка известно , что на Солнце нельзя смотреть невооруженным глазо м , а тем более в телескоп без специаль ных , очень темных светофильтров или других устройств , ослабляющих свет . Пренебрегая этим совето м , наблюдатель рискует получить с ильнейший ожог глаза . Самый простой способ рассматривать Солнце – спроецировать его изображение на белый экран . При помощи даж е маленького любительского телескопа можно по лучить увеличенное изображение солнечного диска . Чт о же мы можем увидеть на этом изображении ? Прежде всего обращает на себя вн имание резкость солнечного края . Солнце – газовый шар , не имеющий четкой границы , а плотность его убывает постепенно . Почему же в таком случае мы видим его резк о очерченным ? Дело все в том , что практически все видимое излучение Солнца и сходит из очень тонкого слоя , который имее т специальное название – фотосфера (от гр еческого – "сфера света "). Его толщина не превышает 300 километров . Именно этот тонкий с лой и создает у наблюдателя ил л юзию того , что Солнце имеет "поверхнос ть " ИСОРИЯ НАБЛЮДЕНИЙ История телескопических наблюдений Солн ца начинается с наблюдений , выполненных Г . Галлилеем в 1611 году ; были открыты солнечные пятна , определён период вращения Солнца вок руг своей оси . В 1843 году немецкий астр оном Г . Швабе обнаружил цикличность солнечной активности . Развитие методов спектрального а нализа позволило изучить физические условия н а Солнце . В 1814 году Й . Фраунгофер обнаружил тёмные линии поглощения в спектре Солнца - это по л ожило начало изучению химического состава Солнца . С 1836 года регуляр но ведутся наблюдения затмений Солнца , что привело к обнаружению короны и хромосферы Солнца , а также солнечных протуберанцев . В 1913 году американский астроном Дж . Хейл на блюдал зеем а новское расщепление фрау нгоферовых линий спектра солнечных пятен и этим доказал существование на Солнце магни тных полей . К 1942 году шведский астроном Б . Эдлен и другие отождествили несколько лини й спектра солнечной короны с линиями высо коионизированных элементов , доказав этим высокую температуру в солнечной короне . В 1931 году Б . Лио изобрёл солнечный короногра ф , позволивший наблюдать корону и хромосферу вне затмений . В начале 40-х годов XX века было открыто радиоизлучение Солнца . Существе нным толчко м для развития физики Солнца во второй половине XX века послужило развитие магнитной гидродинамики и физики плазмы . После начала космической эры изучен ие ультрафиолетового и рентгеновского излучения Солнца ведётся методами внеатмосферной астр ономии с помощью ракет , автоматичес ких орбитальных обсерваторий на спутниках Зем ли , космических лабораторий с людьми на б орту. ОБЩАЯ ХАРАКТЕРИСТИКА Солнце , центральное тело солнечно й системы , представляет собой раскалённый пл азменный шар ; Солнце - б лижайшая к Земл е звезда . Масса Солнца 1,990• 10 530 кг (в 332958 раз больше массы Земли ). В Солнце сосредоточено 99,866% массы Солн ечной системы . Солнечный параллакс равен 8,794" (4,263• 10 5 радиан ). Расстояни е от Земли до Солнца меняется от 1,4710• 10 511 м (в январе ) до 1,5210• 10 511 (в июле ), составляя в среднем 1,4960• 10 511 м . Это расстояние принято считать одной астрономической единицей . Средний угловой диаметр Солнца составляет 1919,26" (9,305• 10 5-3 рад ), че му соответствует линейный диаметр Солнца , равный 1,392• х 10 59 м (в 109 раз больше диаметра экватора Земли ). Средняя плотность Солнца 1,41• 10 53 кг /м . Ускорение свободно го падения на поверхности Солнца составляет 273,98 м /сек . Вторая космическая скорость на поверхности Солн ца равна 6,18• 10 55 м /сек . Эффективная тем пература поверхности Солнца , определяемая согласн о закону излучения Стефана-Больцмана , по полно му излучению Солнца равна 5770 К. Вращение Солнца вокруг оси происходит в том же направлении , что и вращение Земли , в плоскости , наклонённой на 7° 15' к плоскости орбиты Земли (эклиптике ). Ско рость вращения определяется по видимому движ ению различных деталей в атмосфере Солнца и по сдвигу спектральных линий в спект ре края диска Солнца вследствие эффекта Д оплера . Т аким образом было обнаружен о , что период вращения Солнца неодинаков н а разных широтах . Положение различных деталей на поверхности Солнца определяется с по мощью гелиографических координат , отсчитываемых о т солнечного экватора (гелиографическая широта ) и от центрального меридиана видимог о диска Солнца или от некоторого меридиа на , выбранного в качестве начального (так называемого меридиана Каррингтона ). При этом с читают , что Солнце вращается как твёрдое тело . Один оборот относительно Земли точки с г елиографической широтой 17° сов ершают за 27,275 суток (синодический период ). Время оборота на той же широте Солнца отно сительно звёзд (сидерический период ) - 25,38 суток . У гловая скорость вращения 7f 0для сидерического вращения изменяется с гелиографи ч еско й широтой 7w0 по закону : 7w 0=14,33° -3° sin 52 7f в сут ки . Линейная скорость вращения на экваторе Солнца - около 2000 м /сек . Солнце как зве зда является типичным жёлтым карликом и р асполагается в средней части главной последов ательности звёзд на д иаграмме Герцшпрунга -Рессела . Видимая фотовизуальная звёздная величина Солнца равна -26,74, абсолютная визуальная звёздна я величина M 4v равна +4,83. Показатель цвета Солнца составляет для случая синей (В ) и визу альной (М ) областей спектра M 4B 0-M 4V 0=0, 65. Спектрал ьный класс Солнца G2V. Скорость движения относит ельно совокупности ближайших звёзд 19,7• 10 53 м /сек . Солнце рас положено внутри одной из спиральных ветвей нашей Галактики на расстоянии около 10 кпс от её центра . Период обращения Солнца в округ це нтра Галактики около 200 миллионов лет . Возраст Солнца - около 5• 10 59 лет. ВНУТРЕННЕЕ СТРОЕНИЕ Внутреннее строение Солнца определено в предположении , что о но является сферически симметричным телом и находится в равновесии . Уравнение переноса энерги и , закон сохранения энергии , урав нение состояния идеального газа , закон Стефан а-Больцмана и условия гидростатического , лучистого и конвекционного равновесия вместе с опр еделяемыми из наблюдений значениями полной св етимости , полной массы и радиуса Солнца и данным о его химическом сос таве дают возможность построить модель внутр еннего строения Солнца . Полагают , что содержан ие водорода в Солнце по массе около 70%, гелия около 27%, содержание всех остальных элеме нтов около 2,5%. На основании этих предполо ж ений вычислено , что температура в центре Солнца составляет 10-15• 10 56 К , плотность около 1,5• 10 55 кг /м , давление 3,4 • 10 516 н /м (около 3• 10 511 атмосфер ).С читается , что источником энергии , пополняющим потери на излучение и поддерживающим высокую температ уру Солнца , являются ядерные реакции , происходящие в недрах Солнца . Среднее количество энергии , вырабатываемое внутри Со лнца , составляет 1,92 эрг /г /сек . Выделение эне ргии определяется ядерными реакциями , при кот орых водород превращается в гелий . На Солнце возможны две группы термоядерных реакций : так называемый протон-протонный (водо родный ) цикл и углеродный цикл (цикл Бете ). Наиболее вероятно , что на Солнце преобла дает протон-протонный цикл , состоящий из трёх реакций , в первой из которых из я д ер водорода образуются ядра дей терия (тяжёлый изотоп водорода , атомная масса ; во второй из ядер водорода образуются ядра изотопа гелия с атомной массой 3 и , наконец , в третьей из них образуются ядра устойчивого изотопа гелия с атомной массой 4. Пер енос энергии из внутренних сл оёв Солнца в основном происходит путём по глощения электромагнитного излучения , приходящего снизу , и последующего переизлучения . В резу льтате понижения температуры при удалении от Солнца постепенно увеличивается длина в олны излучения , переносящего большую час ть энергии в верхние слои . Перенос энергии движением горячего вещества из внутренних слоёв , а охлаждённого внутрь (конвекция ) игр ает существенную роль в сравнительно более высоких слоях , образующих конвективную з о ну Солнца , которая начинается на глубине порядка 0,2 солнечных радиуса и име ет толщину около 10 58 м . Скорость конвективных движений растё т с удалением от центра Солнца и во внешней части конвективной зоны достигает (2-2,5)х 10 53 м /сек . В ещё более высоких слоях (в атмосфе ре Солнца ) перенос энергии опять осуществляет ся излучением . В верхних слоях атмосферы С олнца (в хромосфере и короне ) часть энерги и доставляется механическими и магнитогидродинам ическими волнами , которые генерируются в конв ективной зоне , н о поглощаются только в этих слоях . Плотность в верхней атм осфере очень мала , и необходимый отвод эн ергии за счёт излучения и теплопроводности возможен только , если кинетическая энергия этих слоёв достаточно велика . Наконец , в в ерхней части солнечной к о роны бо льшую часть энергии уносят потоки вещества , движущиеся от Солнца , так называемый солнеч ный ветер . Температура в каждом слое уста навливается на таком уровне , что автоматическ и осуществляется баланс энергии : количество п риносимой энергии за счёт по г лоще ния всех видов излучения , теплопроводностью и ли движением вещества равно сумме всех э нергетических потерь слоя. Полное излучение Солнца определяется п о освещённости , создаваемой им на поверхности Земли , – около 100 тыс . лк , когда Солнце нахо дится в зените . Вне атмосферы на среднем расстоянии Земли от Солнца освещённость равна 127 тысяч лк . Сила света С олнца составляет 2,84• 10 527 свечей . Количество энергии , приходящее в одну минуту на площадку в 1 см , постав ленную перпендикулярно солнечным луч ам за пределами атмосферы на среднем расстоянии Земли от Солнца , называют солнечной постоян ной . Мощность общего излучения Солнца - 3,83• 10 526 ватт , из которых на Землю попадает около 2• 10 517 ватт , средняя яркость поверхности Солнца (при наблюдении вне а тмосферы Земли ) составляет 1,98• 10 59 нт , яркость центра диска Со лнца - 2,48• 10 59 нт . Я ркость диска Солнца уменьшается от центра к краю , причём это уменьшение зависит о т длины волны , так что яркость на кра ю диска Солнца для света с длиной вол на 360 0А составляет 0,2 яркости его центра , а для 5000А - около 0,3 яркости центра диска Солнца . На самом краю диска Солнца яр кость падает в 100 раз на протяжении менее одной секунды дуги , поэтому граница диска Солнца выглядит очень резкой. Спектральный состав света , излучаемого Солнцем , то есть распределение энергии в центре Солнца (после учёта влияния поглощ ения в земной атмосфере и влияния фраунг оферовых линий ), в общих чертах соответствует распределению энергии в излучении абсолютно чёрного тела с темпе р атурой около 6000 К . Однако в отдельных участках спе ктра имеются заметные отклонения . Максимум эн ергии в спектре Солнца соответствует длине волны 4600 А . Спектр Солнца – это непреры вный спектр , ни который наложено более 20 ты сяч линий поглощения (фр а унгоферовых линий ). Более 60% из них отождествлено со спектральными линиями известных химических эл ементов путём сравнения длин волн и относ ительной интенсивности линии поглощения в сол нечном спектре с лабораторными спектрами . Изу чение фраунгоферов ы х линий даёт с ведения не только о химическом составе ат мосферы Солнца , но и о физических условиях в тех слоях , в которых образуются те или иные поглощения . Преобладающим элементом на Солнце является водород . Количество а томов гелия в 4-5 раз меньше , чем водорода . Число атомов всех других элеме нтов вместе взятых , по крайней мере , в 1000 раз меньше числа атомов водорода . Среди них наиболее обильны кислород , углерод , азот , магний , железо и другие . В спектре Со лнца можно отождествить также линии , п ринадлежащие некоторым молекулам и свобо дным радикалам : OH, NH, CH, CO и другим. Магнитные поля на Солнце измеря ются главным образом по зеемановскому расщепл ению линий поглощения в спектре Солнца . Р азличают несколько типов магнитных полей на Солнце . Общее магнитное поле Солнца невелико и достигает напряжённости в 1 эт ой или иной полярности и меняется со временем . Это поле тесно связано с межпла нетным магнитным полем и его секторной ст руктурой . Магнитные поля , связанные с солнечно й активностью , м о гут достигать в солнечных пятнах напряжённости в несколько тысяч . Структура магнитных полей в активн ых областях очень запутана , чередуются магнит ные полюсы различной полярности . Встречаются также локальные магнитные области с напряжённ остью поля в сот н и вне солнеч ных пятен . Магнитные поля проникают и в хромосферу , и в солнечную корону . Большую роль на Солнце играют магнито газодинамические и плазменные процессы . При т емпературе 5000 - 10000 К газ достаточно ионизирован , п роводимость его велика и благода ря ог ромным масштабам солнечных явлений значение э лектромеханических и магнитомеханических взаимодейст вий весьма велико. АТМОСФЕРА СОЛН ЦА Атмосферу Солнца образуют вне шние , доступные наблюдениям слои . Почти всё излучение Солнца исходит из нижней части ег о атмосферы , называемой фотосферой . Н а основании уравнений лучистого переноса энер гии , лучистого и локального термодинамического равновесия и наблюдаемого потока излучения можно теоретически построить модель распределе ния температуры и плотности с глу б иной в фотосфере . Толщина фотосферы о коло трёхсот километров , её средняя плотность 3• 10 4-5 кг / м . Температура в фотосфере падает по мере перехода к более внешним слоям , среднее её значение порядка 6000 К , на границе ф отосферы около 4200 К . Давление меняется от 2• 10 54 до 10 52 н /м . С уществование конвекции в подфотосферной зоне Солнца проявляется в неравномерной яркости фо тосферы , видимой её зернистости - так называемо й грануляционной структуре . Гранулы представляют собой яркие пятнышки более или мен ее круглой формы . Размер гранул 150 - 1000 км , врем я жизни 5 - 10 минут , отдельные гранулы удаётся наблюдать в течении 20 минут . Иногда гранулы образуют скопления размером до 30 тысяч ки лометров . Гранулы ярче межгранульных промежутков на 20 - 30 % , что соответствует разнице в температуре в среднем на 300 К . В отличие от других образований , на поверхности Солнца грануляция одинакова на всех гели ографических широтах и не зависит от солн ечной активности . Скорости хаотических движений (турбулентн ы е скорости ) в фотосфере составляют по различным определениям 1-3 км /сек . В фотосфере обнаружены квазипериодические колебательные движения в радиальном направл ении . Они происходят на площадках размерами 2-3 тысячи километров с периодом около пяти мин у т и амплитудой скорости по рядка 500 м /сек . После нескольких периодов ко лебания в данном месте затухают , затем мо гут возникнуть снова . Наблюдения показали так же существование ячеек , в которых движение происходит в горизонтальном направлении от центра яче й ки к её границам . Скорости таких движений около 500 м /сек . Размеры ячеек - супергранул составляют 30 - 40 тысяч километров . По положению супергранулы совпадаю т с ячейками хромосферной сетки . На грани цах супергранул магнитное поле усилено . Предп олага ю т , что супергранулы отражают на глубине нескольких тысяч километров под поверхностью конвективных ячеек такого же размера . Первоначально предполагалось , что фото сфера даёт только непрерывное излучение , а линии поглощения образуются в расположенном над ней обращающем слое . Позже б ыло установлено , что в фотосфере образуются и спектральные линии , и непрерывный спектр . Однако для упрощения математических выклад ок при расчете спектральных линий понятие обращающего слоя иногда применяется. Часто в фо тосфере наблюдаются сол нечные пятна и факелы . Солнечные пятн а Солнечный пятна – это тё мные образования , состоящие , как правило , из более тёмного дра (тени ) и окружающей ег о полутени . Диаметры пятен достигают двухсот тысяч километров . Иногда пятно быва е т окружено светлой каёмкой . Совсем аленькие пятна называют порами . Время жизни пятен от нескольких часов до нескольких месяцев . В спектре пятен ещё больше линий и полос поглощения , чем в спектре фотосферы , он напоминает спектр звезды спектрального кл а сса КО . Смещения линий в сп ектре пятен из-за эффекта Доплера указывает на движение вещества в пятнах - вытекание на более низких уровнях и втекание на более высоких , скорости движения достигают 3 тысячи м /сек . Из сравнений интенсивности линий и непрер ы вного спектра п ятен и фотосферы следует , что пятна холод нее фотосферы на 1-2 тысячи градусов (4500 К и ниже ). Вследствие этого на фоне фотосферы пятна кажутся тёмными , яркость ядра составл яет 0,2 - 0,5 яркости фотосферы , яркость полутени око ло 80% фот о сферной . Все солнечные пя тна обладают сильным магнитным полем , достига ющим для крупных пятен напряжённости 5 тысяч эстердов . Обычно пятна образуют группы , к оторые по своему магнитному полю могут бы ть униполярными , биполярными и мультиполярными , то е сть содержащими много пятен различной полярности , часто объединённых общ ей полутенью . Группы пятен всегда окружены факелами и флоккулами , протуберанцами , вблизи них иногда происходят солнечные вспышки , и в солнечной короне над ними наблюдаются образован и я в виде лучей шле мов , опахал - всё это вместе образует актив ную область на Солнце . Среднегодовое число наблюдаемых пятен и активных областей , а также средняя площадь , занимаемая ими , меня ется с периодом около 11 лет . Это - средняя величина , продолжит е льность же отде льных циклов солнечной активности колеблется от 7,5 до 16 лет . Наибольшее число пятен , однов ременно видимых на поверхности Солнца , меняет ся для различных циклов более чем в д ва раза . В основном пятна встречаются в так называемых кор о левских зонах , простирающихся от 5 до 30° гелиографической широты по обе сторона солнечного экватора . В начале цикла солнечной активности шир ота места расположения пятен выше , а в конце цикла - ниже , а на более высоких широтах появляются пятна но в ого цикла . Чаще наблюдаются биполярные группы п ятен , состоящие из двух крупных пятен - гол овного и последующего , имеющих противоположную магнитную полярность , и несколько более мел ких . Головные пятна имеют одну и ту же полярность в течение всего цикла с о лнечной активности , эти полярности противоположны в северной и южной полусф ерах Солнца . По-видимому , пятна представляют со бой углубления в фотосфере , а плотность в ещества в них меньше плотности вещества в фотосфере на том же уровне. Факелы В актив ных областях Солнца наблюд аются факелы - яркие фотосферные образования , видимые в белом свете преимущественно вблизи края диска Солнца . Обычно факелы появляют ся раньше пятен и существуют некоторое в ремя после их исчезновения . Площадь факельных п лощадок в несколько раз превы шает площадь соответствующей группы пятен . Ко личество факелов на диске Солнца зависит от фазы цикла солнечной активности . Максим альный контраст (18%) факелы имеют вблизи края диска Солнца , но не на самом краю . В цен т ре диска Солнца факелы практически не видны , контраст их очень м ал . Факелы имеют сложную волокнистую структур у , контраст их зависит от длины волны , на которой проводятся наблюдения . Температура факелов на несколько сот градусов превышае т температуру фотосферы , общее излу чение с одного квадратного сантиметра превыша ет фотосферное на 3 - 5%. По-видимому , факелы нескол ько возвышаются над фотосферой . Средняя продо лжительность их существования - 15 суток , но мож ет достигать почти трёх месяцев. ХРОМ ОСФЕРА Выше фотосферы расположен сл ой атмосферы Солнца , называемый хромосферой . Б ез специальных телескопов хромосфера видна т олько во время полных солнечных затмений как розовое кольцо , окружающее тёмный диск в те минуты , когда Луна полностью зак рывает фотосферу . Тогда можно наблюдать и спектр хромосферы . На краю диска Солн ца хромосфера представляется наблюдателю как неровная полоска , из которой выступают отдель ные зубчики - хромосферные спикулы . Диаметр сп икул 200-2000 километров , высота пор я дка 10000 километров , скорость подъёма плазмы в сп икулах до 30 км /сек . Одновременно на Солнце существует до 250 тысяч спикул . При наблюде нии в монохроматическом свете на диске Со лнца видна яркая хромосферная сетка , состояща я из отдельных узелков - м елких д иаметром до 1000 км и крупных диаметром от 2000 до 8000 км . Крупные узелки представляют собой скопления мелких . Размеры ячеек сетки 30 - 40 тысяч километров . Полагают , что спикулы образу ются на границах ячеек хромосферной сетки . Плотность в хром о сфере падает с увеличением расстояния от центра Солнца . Число атомов в одном куб . сантиметре из меняется от 10 515 0вблизи фотосферы до 10 59 в верхней части хр омосферы . Исследование спектров хромосферы привел о к выводу , что в слое , где происходит перех од от фотосферы к хромосфере , температура переходит через минимум и по мере увеличения высоты над основанием хром осферы становится равной 8 -10 тысяч Кельвинов , а на высоте в несколько тысяч километров достигает 15 - 20 тысяч Кельвинов. Установлено , ч то в хромосфере имеет место хаотическое движение газовых мас с со скоростями до 15• 10 53 м /сек . В хромосфере факелы в активных областях видны как светлые обра зования , называемые обычно флоккулами . В красн ой линии спектра водорода хорошо видны тё мные об разования , называемые волокнами . На краю диска Солнца волокна выступают за диск и наблюдаются на фоне неба как яркие протуберанцы . Наиболее часто волокна и протуберанцы встречаются в четырёх располож енных симметрично относительно солнечного эквато ра зо н ах : полярных зонах севернее +40° и южнее -40° гелиографической широты и низкоширотных зонах около
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
С теперешним бы умом — да обратно в молодость ...
Уж я бы глупости творил гораздо интереснее!
Anekdot.ru

Узнайте стоимость курсовой, диплома, реферата на заказ.

Обратите внимание, реферат по астрономии, авиации, космонавтике "Солнце и его влияние на Землю", 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