Реферат: Солнце, его физические характеристики и воздействие на магнитосферу Земли - 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, его физические характеристики и воздействие на магнитосферу Земли

Банк рефератов / Астрономия, авиация, космонавтика

Рубрики  Рубрики реферат банка

закрыть
Категория: Реферат
Язык реферата: Русский
Дата добавления:   
 
Скачать
Архив Zip, 41 kb, скачать бесплатно
Заказать
Узнать стоимость написания уникального реферата

Узнайте стоимость написания уникальной работы

Содержание Введение 1. Солнце 1.1 Солнце как звезда 1.2 Общая структура Солнца 2. Внутреннее строение Солнца 3. Термоядерные реакции на Солнце 4. Фотосфера Солнца 5. Хромосфера Солнца 6. Солнечная корона 7. Вспышки, протуберанцы и корональные арки 8. Солнечные пятна 9. Солнечный ветер 10. Магнитное поле 10.1 Экспериментальные методы. 10.2. Вариации галактических космических лучей 10. 3 Структура магн итосферы 10. 4 Динамика магни тосферы 10. 5 Магнитосферна я суббуря 10. 6 Полярные сияни я Заключение Введение На страницах научной литературы в последнее время часто встречается термин солнечно-земная физика, смысл которого каждый специалист понимает по-своему. Систематически используют этот термин с пециалисты, занимающиеся физикой Солнца, геомагнитного поля, верхней ат мосферы. Все больший интерес к солнечно-земной физике проявляютметеоро логи и климатологи, биологи и медики, гидрологи и океанологи, ботаники и з оологи. Нет единого мнения, является ли указанное научное направление во зникшим недавно или исследования здесь продолжаются уже столетия. Ниже предложено определение солнечно-земной физики как совокупности наук и перечислены входящие в нее направления. Приведен некоторый перечень до стижений: гипотез, разработок и открытий, которые отмечают известные вех и в истории этой совокупности наук и дают определенное представление о к руге рассматриваемых ею проблем и задач. Описаны отличительные особенн ости солнечно-земной физики. Определение Солнечно-земная физика (в дальн ейшем СЗФ) - это совокупность наук, изучающих явления и процессы, происход ящие на Солнце, и воздействие Солнца на околоземное космическое простра нство и планету Земля. Солнце является основным источником гравитацион ной энергии всолнечнойсистеме и основным источником энергии, поступаю щей на Землю в волновом и корпускулярном излучении. Все изменения в физи ческом режиме Солнца находят отражение в состоянии околоземного косми ческого пространства и планеты Земля. СЗФ изучает законы и закономернос ти физики Солнца и проявлений воздействия Солнца на околоземное простр анство и планету Земля с целью раскрытия сущности этих явлений, понимани я фундаментальных основ мироздания и обеспечения инженерной деятельно сти на планете и в ближнем космическом пространстве. Круг явлений и проц ессов, разыгрывающихся в околоземном пространстве, на планете и в ее обо лочках под воздействием Солнца, очень велик и разнообразен. Поэтому к чи слу научных дисциплин, составляющих упомянутую совокупность, относятс я теоретическая физика, физика плазмы, космическая физика, физика верхне й атмосферы, геомагнетизм, метеорология, климатология, геотектоника и др . Истечение корональной плазмы (солнечный ветер) играет определяющую рол ь в состоянии околоземного космического пространства и магнитосферы. П роцессы, происходящие в этих областях, выдвигают много проблем, общих дл я физики Солнца, физики магнитосферы, физики плазмы и астрофизики. Весьм а многообразно воздействие солнечного электромагнитного и корпускуля рного излучения на атмосферу Земли. Излучение в рентгеновском и ультраф иолетовом диапазонах определяет состояние верхних слоев атмосферы: ча стично мезосферы на высотах более 65 км и термосферы (высоты 90-400 км). Вопр осы и проблемы, возникающие при изучении этих областей пространства, отн осятся к физике плазмы, физике верхней атмосферы, радиофизике и климатол огии. В оптическом и, частично, инфракрасном диапазонах сосредоточена ос новная часть спектральной плотности излучения. Эта часть солнечной рад иации трансформируется при энергообмене в средней и нижней атмосфере. Э нергообмен является важнейшим фактором для общего течения процессов в нижней и средней атмосфере, а значит и для множества частных гидрометеор ологических явлений. Известная связь гидрометеорологического режима с общей циркуляцией атмосферы и связь общей циркуляции атмосферы с солне чной деятельностью приводят к широкому распространению физико-географ ических проявлений солнечной активности. Имеют место систематические экзогенные явления. Появляющиеся здесь многочисленные задачи и пробле мы решаются в рамках метеорологии, климатологии, гидрологии и физическо й географии. Обстоятельное изложение затронутых выше вопросов можно на йти в многочисленных обзорах и монографиях, таких как. Есть аргументиров анные указания, что солнечная активность может проявляться как геологи ческий фактор. Эти проявления могут объясняться крупными вариациями эк зогенных явлений, определяемых, в частности, метеорологическими процес сами и палеоклиматическими колебаниями (таяние или образование ледник ов). Это утверждение, описание подтверждающих его фактов и анализ соотве тствующих публикаций приведены в. СЗФ является одной из древнейших сово купностей наук. Как только человек осознал себя существом разумным, у не го немедленно появилась масса вопросов относительно окружающей среды, относительно окружающего мира. Что это за мир, где мы существуем, как он ус троен, какие причинно-следственные связи имеют место и как именно они де йствуют - какие законы управляют окружающей средой, как правильно описат ь состояние этой среды и как прогнозировать ее поведение? СЗФ и астроном ия - сестры-близнецы, но задачи у этих наук разные, и развивалась каждая из них своим путем. Вся история СЗФ это непрерывное взаимно догоняющее и вз аимно стимулирующее развитие фундаментальных и прикладных исследован ий. Задачи В настоящее время научное сообщество располагае т глобальной сетью гидрометеорологических, магнитных, ионосферных, сол нечных, сейсмических и других станций, обсерваторий и экспедиций, выполн яющих непрерывные наблюдения за состоянием электромагнитного поля Зем ли, состоянием атмосферы на различных высотных уровнях, солнечной актив ностью, сейсмической активностью и многими другими процессами и объект ами СЗФ. Упорядочение работы всех станций и обсерваторий в части програм м наблюдений, первичной обработки получаемого материала, хранения и исп ользования этих экспериментальных материалов было выполнено в ходе ре ализации ряда международных научных проектов, начиная с Международног о Геофизического Года. Организованные в 1956-57гг. Международные Центры Данн ых имеют в настоящее время большие массивы материалов наблюдений и выпо лняют обмен этими материалами между организациями-участниками наблюда тельных программ. В последнее время такой обмен успешно выполняется в те лекоммуникационной сети Интернет. Получаемые экспериментальные матер иалы используются различными научными учреждениями для выполнения фун даментальных исследований и специальными организациями - прогностичес кими центрами - для нужд народного хозяйства. Гидрометеорологическими п рогнозами различной срочности обеспечиваются городские и сельские рег ионы, прогнозами условий коротковолновой связи, условий работы бортовы х и наземных технологических систем, ситуаций, представляющих угрозу дл я человеческой жизни или здоровья, обеспечиваются соответствующие орг анизации и службы. В РФ обеспечение нужд народного хозяйства выполняет ф едеральная служба по гидрометеорологии и мониторингу окружающей среды . Исследования по СЗФ проводятся в настоящее время во многих научных учр еждениях разных стран. Известное место в этих работах занимает Институт солнечно-земной физики Сибирского Отделения РАН. Созданный на базе стар ейшей магнитно-метеорологической обсерватории России ИСЗФ СО РАН имее т теперь мощную экспериментальную базу и выполняет обширную программу наблюдений и исследований по всем дисциплинам СЗФ. Изучен большой круг я влений и процессов на Солнце, в ближнем космическом пространстве и атмос фере Земли. Предложены теоретические объяснения и физические механизм ы этих явлений, разработан ряд последовательно усложняющихся по объему учитываемых параметров и процессов моделей глобального распределения параметров системы Солнце-магнитосфера-ионосфера-атмосфера. Получены убедительные доказательства определяющего влияния солнечных процесс ов на состояние околоземного пространства, магнитосферно-ионосферного взаимодействия и метеорологических эффектов в ионосферных процессах. Созданы предпосылки разработки единой модели физической системы Солнц е-Земля. Внесен значительный вклад в развитие и становление СЗФ. Основно й, фундаментальной задачей СЗФ является исследование на основе многоле тних однородных наблюдений, явлений и процессов на поверхности Солнца, р аспространение потока солнечного излучения в спокойных и возмущенных условиях в пространстве на участке от Солнца до Земли и воздействие этог о излучения на магнитосферу, атмосферу и гидросферу; изучение магнитосф ерно-ионосферных взаимодействий, изучение формирования и протекания п роцессов в атмосфере на всех высотных уровнях в планетарном масштабе, вз аимодействия атмосферы и гидросферы, изучение климатообразующих факто ров и процессов, формирующих погоду, исследование антропогенных влияни й на окружающую среду и разработка соответствующих теоретических вопр осов. Это необходимо для обеспечения четкой и точной информацией об окол оземном пространстве всех видов деятельности человека в этой среде. Усп ехи и достижения в перечисленных областях СЗФ расширят наши представле ния о строении и эволюции Вселенной и окружающей среды, углубят и уточня т понимание единства физического мира, откроют новые ресурсы, сделают по нятными процессы формирования погоды, климата и состояния ближнего кос мического пространства и будут способствовать развитию смежных научны х дисциплин. 1. Солнце Солнце - центральное тело нашей планетной системы, возникло около 4.7 млрд. лет тому на зад вместе с другими пл анетами. 1.1 Солнце как звезда Солнце - ближайшая к Земле звезда, является рядовой звездой нашей Галактики. Это карл ик главной последовательности диаграммы Герцшпрунга-Рессела. Принадлежит к спектральному классу G2V. Ее физические характеристики: · Масса 1.989 1030 кг · Радиус 696 тыс. км · Температура поверхно сти 5780 K; · Видимый радиус 31' · Угловой масштаб 725км на 1" · Средняя плотность 1.41 кг /м3 · Светимость 3.85 1026 Вт · Эффективная температ ура 5779 К · Период вращения (синод ический) - от 27 сут. на экваторе до 32 сут. у полюсов · Ускорение свободного падения в фотосфере 274 м/с2. · Параболическая скоро сть убегания 617.7км/с · Среднее расстояние от Земли (астрономическая еденица -а.е.) примерно 149.6 млн. км. С олнечная постоянная - определяется как полн ое количество лучистой солнечной энергии, проходящей за единицу времен и через единицу площади, перпендикулярной направлению на Солнце и распо ложенную за пределами земной атмосферы У множая эту величину на пло щадь сферы с радиусом в 1 а. е., получим полное количество энергии, излучаем ой Солнцем по всем направлениям в единицу времени, т.е. его болометрическ ую светимость. Она равна 3,84* 1026 Дж/с , (3.8*• 1033 эрг/с), или 3,8*• 1026 Вт. Единичная площадка в фотосфере Солнца размером в 1 м2 излучает 63.1 МВт. 1.2 Общая структура Солнца · энерговыделяющее ядр о (от центра до расстояния в четверть радиуса) · область лучистой тепл опроводности (от 1/4 до 2/3 радиуса) · конвективная зона (пос ледняя треть радиуса) Выше конв ективной зоны начинаются непосредственно наблюдаемые внешние слои атм осферы Солнца. Вращение Солнца происходит вокруг некоторой оси, перпендикулярной пло скости солнечного экватора. Солнечный экватор образует с плоскостью эклиптики угол в 7o15' и от него отс читываются гелиографические широты на Солнце. На экваторе линейная ско рость вращения Солнца составляет около 2 км/c. Вращение Солнца обладает важной особенностью: его угловая скорость , опр еделяемая по перемещениям пятен, убывает по мере удаления от экватора в среднем по закону щ=14.4o-2.7sin2ц, где ц - гелиографическая широта, а щ - угол поворота за сутки. Соответствующий сидерический пер иод (относительно неподвижных звезд) составляет около 25 дней на экваторе и достигает 30 дней вблизи полюсов. Земля движется вокруг Солнца в ту же сторону, и период вращения Солнца от носительно земного наблюдателя (синодический период) составляет почти 27 дней на экваторе и 32 дня у полюсов. Ось вращения Солнца наклонена к плоскости эклипт ики, угол между плоскостью солнечного экватора и плоскостью эклиптики 7o 15' , а долгота восходящего узла экватора Щ = 73,667 + (t-1850)· 0,01396°, где t-дата, выраженная в годах. Земля пересекает плоскость солнечного экватора дважды в год: в начале июня и в конце декаб ря. В течение первого полупериода она находится в южном полушарии по отноше нию к плоскости солнечного экватора, в течение второго - в северном. Средн яя скорость вращения Земли вокруг Солнца V = 30 км/с. 2. Внутреннее строение Солнца Солнце – раскаленный газовый шар, температура в центре которого очень высока, настолько, что там могут происходить ядерн ые реакции. В центре Солнца температура достигает 15 миллионов градусов, а давление в 200 миллиардов раз выше, чем у поверхности Земли. Солнце – сфери чески симметричное тело, находящееся в равновесии. Плотность и давление быстро нарастают вглубь; рост давления объясняется весом всех вышележа щих слоев. В каждой внутренней точке Солнца выполняется условие гидрост атического равновесия. Давление на любом расстоянии от центра уравнове шивается гравитационным притяжением. Радиус Солнца приблизительно рав ен 696 000 км. В центральной области с р адиусом примерно в треть солнечного ядра происходят ядерные реакции. Затем через зону лучистого переноса энергия излучением переносится из внутренних областей Солнца к поверхности. И фотоны, и нейтрино рождаются в зоне ядерных реакций в цен тре Солнца. Но если нейтрино очень слабо взаимодействуют с веществом и м гновенно свободно покидают Солнце, то фотоны многократно поглощаются и рассеиваются до тех пор, пока не достигнут внешних, более прозрачных сло ев атмосферы Солнца, которую называют фотосферой. Пока температура высо ка – больше 2 миллионов градусов, – энергия переносится лучистой тепло проводностью, то есть фотонами. Зона непрозрачности, обусловленная расс еянием фотонов на электронах, простирается примерно до расстояния 2/3R рад иуса Солнца. При понижении температуры непрозрачность сильно возраста ет, и диффузия фотонов длится около миллиона лет. Примерно с расстоянии 2/3R находится конвективная зона. В этих слоях непрозрачность вещества стан овится настолько большой, что возникают крупномасштабные конвективные движения. Здесь начинается конвекция, то есть перемешивание горячих и х олодных слоев вещества. Время подъема конвективной ячейки сравнительн о невелико – несколько десятков лет. В солнечной атмосфере распростран яются акустические волны, подобные звуковым волнам в воздухе. В верхних слоях солнечной атмосферы волны, возникшие в конвективной зоне и в фотос фере, передают солнечному веществу часть механической энергии конвект ивных движений и производят нагревание газов последующих слоев атмосф еры – хромосферы и короны. В результате верхние слои фотосферы с темпер атурой около 4500 K оказываются самыми «холодными» на Солнце. Как вглубь, так и вверх от них температура газов быстро растет. Всякая солнечная атмосфе ра постоянно колеблется. В ней распространяются как вертикальные, так и горизонтальные волны с длинами в несколько тысяч километров. Колебания носят резонансный характер и происходят с периодом около 5 минут. Внутре нние части Солнца вращаются быстрее; особенно быстро вращается ядро. Име нно особенности такого вращения могут приводить к возникновению магни тного поля Солнца. 3. Термоядерные реакции на Сол нце В 1935 году Ханс Бете выдвинул гипотезу, что источник ом солнечной энергии может быть термоядерная реакция превращения водо рода в гелий. Именно за это Бете получил Нобелевскую премию в 1967 году. Химич еский состав Солнца примерно такой же, как и у большинства других звезд. П римерно 75 % – это водород, 25 % – гелий и менее 1 % – все другие химические элем енты (в основном, углерод, кислород, азот и т.д.). Сразу после рождения Вселен ной «тяжелых» элементов не было совсем. Все они, т.е. элементы тяжелее гели я и даже многие альфа-частицы, образовались в ходе «горения» водорода в з вездах при термоядерном синтезе. Характерное время жизни звезды типа Со лнца десять миллиардов лет. Основной источник энергии – протон-протонн ый цикл – очень медленная реакция (характерное время 7,9• 109 лет), так как об условлена слабым взаимодействием. Каждую секунду Солнце перерабатывае т около 600 миллионов тонн водорода. Запасов ядерного топлива хватит еще на пять миллиардов лет, после чего оно постепенно превратится в белый карл ик. 4. Фотосфера Солнца Наблюдаемое излучение Солнца возникает в его тон ком внешнем слое, который называется фотосферой. Толщина этого слоя 0,001R = 700 км. В фотосфере образуется видим ое излучение Солнца, имеющее непрерывный спектр. «Видимая» поверхность Солнца определяется той глубиной в атмосфере, ниже которой она практиче ски непрозрачна. Солнце – газовый шар, не имеющий четких границ. Однако м ы видим его резко очерченным потому, что практически все излучение Солнц а исходит из фотосферы. Видимый нами свет излучается отрицательными ион ами водорода. Они же его и поглощают, поэтому с глубиной фотосфера быстро теряет прозрачность. На поверхности Солнца можно разглядеть много дета лей. Вся фотосфера Солнца состоит из светлых зернышек, пузырьков. Эти зер нышки называются гранулами. Размеры гранул невелики, 1000– 2000 км (около 1" дуги ), расстояние между ними – 300– 600 км. На Солнце наблюдается одновременно ок оло миллиона гранул. Каждая гранула существует несколько минут. Гранулы окружены темными промежутками, как бы сотами. В гранулах вещество подним ается, а вокруг них – опускается. Грануляция – проявление конвекции в б олее глубоких слоях Солнца. Гранулы создают общий фон, на котором можно н аблюдать несравненно более масштабные образования, такие, как протубер анцы, факелы, солнечные пятна и др. 5. Хромосфера Солнца Хромосфера Солнца видна только в моменты полных с олнечных затмений. Луна полностью закрывает фотосферу, и хромосфера всп ыхивает, как небольшое кольцо ярко-красного цвета, окруженное жемчужно-б елой короной. Размеры хромосферы 10– 15 тысяч километров, а плотность вещес тва в сотни тысяч раз меньше, чем в фотосфере. Температура в хромосфере бы стро растет, достигая в верхних ее слоях десятков тысяч градусов. Рост те мпературы объясняется воздействием магнитных полей и волн, проникающи х в хромосферу из зоны конвективных движений. На краю хромосферы наблюда ются выступающие язычки пламени – хромосферные спикулы, представляющ ие собою вытянутые столбики из уплотненного газа. Температура этих стру й выше, чем температура фотосферы. Во время полного солнечного затмения можно получить спектр хромосферы, который называется спектр вспышки. Он состоит из ярких эмиссионных линий водорода бальмеровской серии, гелия, ионизированного кальция и других элементов, которые внезапно вспыхива ют во время полной фазы затмения. 6. Солнечная корона Самая внешняя, самая разреженная и самая горячая часть солнечной атмосферы – корона. Она прослеживается от солнечного л имба до расстояний в десятки солнечных радиусов. Несмотря на сильное гра витационное поле Солнца, это возможно благодаря огромным скоростям дви жения частиц, составляющих корону. Корона имеет температуру около милли она градусов и состоит из высокоионизированного газа. Возможно, причино й такой высокой температуры являются поверхностные выбросы солнечного вещества в виде петель и арок. Миллионы колоссальных фонтанов переносят в корону вещество, нагретое в глубинных слоях Солнца. Яркость короны в ми ллионы раз меньше, чем фотосферы, поэтому корону можно видеть только во в ремя полного солнечного затмения, либо с помощью коронографа. Наиболее я ркую ее часть принято называть внутренней короной. Она удалена от поверх ности Солнца на расстояние не более одного радиуса. Внешняя корона Солнц а имеет протяженные границы. Важной особенностью короны является ее луч истая структура. Корональные лучи имеют самую разнообразную форму. С оди ннадцатилетним циклом Солнца меняется общий вид солнечной короны. В эпо ху минимума корона имеет округлую форму, она как бы «причесана». В эпоху м аксимума корональные лучи раскинуты во все стороны. 7. Вспышки, протуберанцы и кор ональные арки Часто, особенно когда на Солнце имеются большие г руппы пятен, в хромосфере возникают вспышки. Причины вспышек пока еще пл охо изучены; по-видимому, они вызываются резким изменением магнитного по ля в хромосфере. Энергия вспышки выделяется в вершине корональной петли , затем распространяется в сторону фотосферы, вызывая нагрев и испарение более холодных слоев. При этом излучение резко возрастает не только в ви димой области спектра, но и в ультрафиолете, и в рентгеновской области сп ектра, увеличивается поток космических лучей. Вспышки вызывают изменен ия в магнитном поле Земли и могут даже повредить системы электроснабжен ия. Другим проявлением солнечной активности является появление плазме нных образований в магнитном поле солнечной атмосферы – волокон. Если э ти волокна видны на краю Солнца, то они наблюдаются как протуберанцы. Про туберанцами называются огромные образования в короне Солнца. Плотност ь и температура протуберанцев такая же, как и вещества хромосферы, но на ф оне горячей короны протуберанцы – холодные и плотные образования. Темп ература протуберанцев около 20 000 К. Некоторые из них существуют в короне не сколько месяцев, другие, появляющиеся рядом с пятнами, быстро движутся с о скоростями около 100 км/с и существуют несколько недель. Отдельные протуб еранцы движутся с еще большими скоростями и внезапно взрываются; они наз ываются эруптивными. 8. Солнечные пятна Пятна на Солнце – очевидный признак его активнос ти. Это более холодные области фотосферы. Температура пятен около 3500 К, поэ тому на ярком фоне фотосферы (с температурой около 6000 К) они кажутся темнее . Солнечные пятна имеют внутреннюю структуру: более темную центральную ч асть – ядро – и окружающую ее полутень. Солнечные пятна часто образуют группы, которые могут занимать значительную площадь на солнечном диске. Установлено, что пятна – места выхода в атмосферу сильных магнитных пол ей. Поля уменьшают поток энергии, исходящий из ядра, поэтому в месте их вых ода на поверхность температура падает. Пятна обычно возникают группами. Пятна на Солнце часто бывают окружены светлыми зонами, называемыми факе лами. Они горячее атмосферы примерно на 2000 К и имеют ячеистую структуру (ве личина каждой ячейки – около 30 тысяч километров). Часто встречаются факе льные поля, внутри которых пятен нет. Факелы образуются в результате кон векции из глубоких слоев Солнца. Они существуют недели и месяцы. В некото рых факельных полях между гранулами появляется черная точка, она начина ет быстро расти и на следующий день превращается в пятно с резкой границ ей. Через 3– 4 дня вокруг пятна образуется полутень. К десятому дню площадь пятна достигает максимума, после этого оно начинает уменьшаться и, нако нец, исчезает. В группе пятен сначала исчезают самые мелкие пятна. Недале ко от пятен протягиваются темные нити длиной вплоть до сотен тысяч килом етров. Они представляют собой зоны нулевого магнитного поля и отделяют р егионы с противоположной полярностью. В период минимума солнечной акти вности пятна появляются в средних широтах, в периоды максимума – около экватора. Около полюсов пятна практически не наблюдаются. Цикл активнос ти солнечных пятен имеет прямое отношение к земному климату. 9. Солнечный ветер Солнце является источником постоянного потока ч астиц. Нейтрино, электроны, протоны, альфа-частицы, а также более тяжелые а томные ядра все вместе составляют корпускулярное излучение Солнца. Зна чительная часть этого излучения представляет собой более или менее неп рерывное истечение плазмы, так называемый солнечный ветер, являющийся п родолжением внешних слоев солнечной атмосферы – солнечной короны. Вбл изи Земли его скорость составляет обычно 400– 500 км/с. Поток заряженных част иц выбрасывается из Солнца через корональные дыры – области в атмосфер е Солнца с открытым в межпланетное пространство магнитным полем. Солнце вращается с периодом 27 суток. Траектории движения частиц солнечного вет ра, движущихся вдоль линий индукции магнитного поля, имеют спиральную ст руктуру, обусловленную вращением Солнца. В результате вращения Солнца г еометрической формой потока солнечного ветра будет архимедова спираль . В дни солнечных бурь солнечный ветер резко усиливается. Он вызывает пол ярные сияния и магнитные бури на Земле, а космонавтам не следует в это вре мя выходить в открытый космос. Под воздействием солнечного ветра хвосты комет всегда направлены в сторону от Солнца. Солнце – мощный источник р адиоизлучения. В межпланетное пространство проникают сантиметровые ра диоволны, которые излучает хромосфера, и более длинные волны, излучаемые короной. 10. Магнитное поле Геоэффективность СВ, т.е. эффективность передачи энергии СВ в магнитосферу Земли зависит от ориентации ММП и максимальна при отрицательной, южной ориентации и при больших величинах Bz. Если ситуация Bz>0 сохраняется больше 30-60 ми нут, можно с большой вероятностью ожидать развитие магнитосферной субб ури. В возмущенном солнечном ве тре отмечается несколько типов крупномасштабной конфигурации ММП - сек торная структура, магнитные петли и пр. 10.1 Экспериментальные методы Первые прямые измерения солнечного ветра были сд еланы на советском космическом корабле в 1959 году (К.И. Грингауз) простой ион ной ловушкой. В дальнейшем начали использовать детекторы частиц с все бо лее лучшим энергетическим, временным и пространственным разрешением. 10.2 Вариации галактических космических лучей Гелиосфера, изменчивость которой обусловлена про цессами на Солнце, в свою очередь влияет на временное и пространственное распределение интенсивности галактических космических лучей. Влияние это проявляется в виде вариаций космических лучей, регистрируемых приб орами, установленными на мировой сети станций космических лучей, космич еских аппаратах, спутниках и аэростатах. Выделим следующие классы вариаций в порядке убыва ния периода: 11-летние вариации, связанные с соответствующей цикличность ю солнечной активности. Интенсивность космических лучей в годы максиму ма солнечной активности на ниже, чем в минимуме. Амплитуда вариаций - от 10-50% в зависимости от энергетического диапазона и точки наблюдения регистр ирующего прибора. Двухлетние, годовые и сезонные вариации имеют меньшую амплитуду и отраж ают изменения солнечной активности, положения орбиты Земли относитель но плоскости эклиптики и наклона земной оси. 27-дневные вариации обусловлены неоднородностью долготного распределе ния активных образований на Солнце и соответствующей секторной структ урой солнечного ветра. Форбуш-эффект, понижение интенсивности ГКЛ во время магнитных бурь. Глав ной причиной является экранирование Земли (и, соответственно, наземной р егистрирующей аппаратуры) магнитными полями скоростных потоков солнеч ного ветра. Амплитуда эффекта может достигать 50%. Суточные вариации связаны с анизотропией прихода ГКЛ к Земле, которая в свою очередь создается структурой магнитных полей гелиосферы. Амплиту да суточных вариаций - несколько процентов. На приведенном выше рисунке видна изменчивость амплитуды и фазы суточных вариаций. Физические процессы, вызывающие перечисленные выше эффекты модуляции космических лучей известны. Это прежде всего диффузия заряженных космических лучей на неоднородностях магнитного поля солнечного ветра. Кроме того, р егулярная составляющая магнитного поля приводит к эффекту частичной к анализации траекторий частиц вдоль силовых линий, создавая анизотропи ю. И, наконец, электрические поля, связанные с движением вмороженного маг нитного поля спокойного солнечного ветра и усиленные на фронтах скорос тных потоков, меняют энергию заряженных частиц. Эффекты торможения или ускорения невелики и могут быть выявлены на низкоэнергичном участке спектра космических лучей. По дробно о вариациях космических лучей см. на странице, созданной С.И. Сверт иловым. 10. 3 Структура магнитосферы Магнитосферой Земли назовем окружающее ее космич еское пространство, на состояние которого влияет магнитное поле Земли. С труктура магнитосферы определяется взаимодействием магнитного поля З емли с солнечным ветром. Магнитное поле. Н а обращенной к Солнцу стороне поток заряженных частиц солнечного ветра встречает сопротивление магнитного поля Земли, в результате образуетс я две границы - плазменная граница, головная ударная волна и магнитопауз а за которой начинается собственно магнитосфера. Эти две границы раздел енны переходной областью. Собственно магнитосферу принято делить на внутр еннюю , где определяющим является влияние магнитно го поля земного диполя и внешнюю , где магнитное поле задается преимущественно внешними источ никами, токами, текущими по границам и внутри магнитосферы. В возмущенно е время важную роль играет переходная область, где наблюдается динамиче ская конкуренция полей внутренних и внешних источников. Структура магнитного поля наименее возмущена вблизи Земли. Здесь силов ые линии имеют дипольный характер, плотность энергии магнитного поля на много выше плотности энергии захваченных частиц. Дальше от Земли, уже в м аксимуме внешнего пояса конфигурация значительно отличается от диполь ной, силовые линии поджаты с дневной стороны и вытянуты на ночной. Перехо д от квазидипольной к хвостовой конфигурации в большинстве моделей маг нитосферы имеет плавный характер, однако в реальных условиях, особенно в возмущенные периоды, существует резкая граница, для которой характерны быстрые движения в радиальном направлении и которая может быть неоднор одна в азимутальном (поперек хвоста) направлении. На дневной стороне важным структурным образованием является касп, или, т очнее, два каспа, магнитные воронки в северном и южном полушарии, открыты е для проникновения частиц солнечного ветра. В хвостовой части к магнитопаузе примыкает мантия, затем идут доли хвост а, разделенные нейтральной плоскостью. Силовые линии магнитного поля, на правленные в противоположные стороны вблизи нейтральной плоскости под ходят близко друг к другу, создавая предпосылки для пересоединения сило вых линий. Повидимому пересоединеение играет важную роль в динамике час тиц в хвосте магнитосферы во время возмущений. Плазма. Структуры и границы в магнитосфере определяются не только магнитным полем, но и популяциям плазмы и энергичных частиц. Ближе к Земле располагается облако плазмы, именуемое плазмосферой. Здесь част ицы плазмы вращаются вместе с Землей, увлекаемые электрическим полем ко ротации. Граница плазмосферы нессиметрична - на вечерней стороне она отд аляется от Земли, образуя вечерний выступ или рог. Граница резко очерчен а плазмопаузой - областью пониженной плотности плазмы. Дальше от Земли п лотность плазмы снова растет, но это уже новое образование, плазменный с лой, широкая плоская поверхность, простирающаяся далеко вдоль хвоста ма гнитосферы вплоть до орбиты Луны. Ближняя к Земле область плазменного сл оя лежащая на замкнутых квазидипольных силовых линиях мангнитного пол я и перекрывающаяся с областями захвата и квазизахвата энергичных част иц, называется центральным плазменным слоем. Его граница с хвостовой час тью плазменного слоя проходит на расстоянии 7-20 Re в зависимости от уровня м агнитной активности. На восточной и западной границах плазменного слоя, примыкающих к границ е магнитосферы, выделяют пограничный плазменный слой. Радиационные пояса. Магнит осфера Земли является резервуаром энергичных частиц, электронов и ионо в, преимущественно протонов. Частицы встречаются во всех частях магнито сферы, однако можно выделить области устойчивого захвата - внутренний и внешний радиационные пояса и область неустойчивого или квази-захвата. Во внешней магнитосфере, в хвосте и в каспе наблюдаются транзиентные пот оки энергичных частиц, отдельные всплески и фоновая радиация, часто повы шенная по сравнению с фоном космических лучей. В отдельных событиях повы шенный фон связан с приходом космических лучей солнечного или гелиосфе рного происхождения. Движение захваченных или квазизахваченных частиц в ловушке можно разд елить на три квазинезависимых гармонических составляющих - ларморовск ое вращение вокруг силовой линии, скачки или осцилляции вдоль силовой ли нии между зеркальными точками и магнитный дрейф вокруг Земли. В отсутств ии возмущений и при определенном соотношении параметров магнитного по ля и частиц устанавливается адиабатический характер движения и для каж дой из составляющих сохраняются неизменными определенные сочетания па раметров, так называемые адиабатические инварианты. Частица считается устойчиво захваченной, если она может совершить полн ый оборот вокруг Земли. Для каждого типа частиц, энергии и питч-угла сущес твует критическое расстояние от Земли, дальше которого полный оборот те оретически невозможен, траектория частицы на вечерней или на утренней с тороне уходит за магнитопаузу. Этот переход к режиму квазизахвата назыв ают границей устойчивого захвата. Область устойчивого захвата называю т радиационными поясами Земли. Исторически сложилось деление на внутре нний и внешний радиационный пояс, хотя провал в интенсивности электроно в, разделяющий эти два пояса, существует лишь в ограниченном спектрально м диапазоне. Структура и динамика радиационных поясов, механизмы ускорения, сброса, д иффузии частиц - обширная область магнитосферной физики. В нашем учебник е эти вопросы освещаются в базовом файле Радиационные пояса Земли. Область квазизахвата. Между радиационным поясом и хвостом магнитосфер ы расположена область неустойчивой радиации или квазизахвата. Граница устойчивого захвата не являетс я резкой даже для частиц одного сорта, энергии и питч-угла. Благодаря питч- угловой и радиальной диффузии граница размазывается, и склон внешнего р адиационного пояса растягивается на несколько земных радиусов. В резул ьтате переход к области квазизахвата получается плавным, происходит пе рекрытие, и в любой точки зоны квазизахвата можно обнаружить и частицы р адиационного пояса, и свежеускоренные частицы авроральной радиации ил и кольцевого тока. Надо сказать, что к этой важной особенно для возмущенного времени област и отношение неоднозначное. На многих схемах ее вообще нет или она объеди нена с хвостовой частью плазменного слоя. Во многих работах применяется несколько безликие обозначения - внутренняя магнитосфера, геостациона рная область, околоземная часть плазменного слоя. Название "Авроральная магнитосфера", отражающее сопряженность этой области с авроральной зон ой, не получило распространения. Мы будем здесь использовать термин зона квазизахвата, как отражающий главные особенности структуры магнитног о поля и движения частиц: несмотря на умеренную или сильную диффузию, нес охранение адиабатических инвариантов, энергичные частицы здесь захвач ены, сохраняют три компоненты движения- ларморовское вращение, осцилляц ии вдоль силовой линии и магнитный дрейф, хотя и не замкнутый вокруг Земл и. 10. 4 Динам ика магнитосферы Магнитосфера Земли редко находится в спокойном, с табильном состоянии. Более часто она возмущена, т.е. ее границы, поля, плаз ма и потоки энергичных частиц движутся, меняются, перестраиваются. Возму щения делятся на три группы. Полярные возмущения затрагивают лишь внешн юю магнитосферу, границы, касп и хвост магнитосферы, а в проекции на ионос феру - область полярных шапок, северной и южной. Магнитосферные суббури п роисходят в пограничной области между внешней и внутренней магнитосфе рой, в зоне квазизахвата и плазменном слое хвоста. В проекции на Землю - эт о авроральная зона или зона полярных сияний. Наконец, магнитные бури зат рагивают всю магнитосферу, большие изменения происходят как во внутрен ней, так и во внешней магнитосфере. Отличаются эти три типа возмущений и п о длительности - полярные возмущения скоротечны, длительность отдельно го события - 5-20 минут, изолированная суббуря продолжается около часа, субб уревое возущение с множественным началом - несколько часов. Магнитная бу ря продолжается несколько дней и включает в себя и суббури и полярные во змущения. 10. 5 Магни тосферная суббуря Термин "суббуря" был введен в 1961г. С-И. Акасофу для обозначения авроральных в озмущений в зоне сияний длительностью порядка часа. В магнитных данных е ще раньше были выделены бухтообразные возмущения, совпадающие по време ни с суббурей в полярных сияниях. Со временем термин "магнитосферная суб буря" объединил большую совокупность процессов в магнитосфере и ионосф ере. Рассматривая суббурю как последовательность процессов накопления эне ргии в магнитосфере и взрывного высвобождения энергии, можно обозначит ь две области, обе на ночной стороне Земли, где для развития взрывной неус тойчивости могут возникнуть благоприятные условия. Первая область - это хвост магнитосферы, его часть вблизи нейтрального слоя. Здесь неустойчи вость определяется геометрией силовых линий, направленных навстречу д руг другу, что создает возможность пересоединения силовых линий, при кот орой возникают сильные индукционные поля, ускоряющие эаряженные части цы. Область квазизахвата вблизи полуночного меридиана также полагается бл агоприятной для развития взрывной неустойчивости. Здесь магнитное пол е имеет квазидипольную конфигурацию, силовые линии вытянуты в хвост, но способны удерживать и накапливать заряженные частицы в магнитной лову шке. Элементарная суббуря сост оит из трех фаз: подготовительной (growth phase), активной (active phase) и фазы затухания (recovery phase). Взрывное начало (onset) активной фазы выделяется как отдельный объект ис следований, кроме того, первые 5-15 минут активной фазы имеют самостоятельн ое обозначение как фаза экспансии (expansion phase). Элементарная изолированная суббуря наблюдается редко, как правило возмущение состоит из нескольких интенсификаций , каждая из которых име ет такие элементы суббури, как взрывное начало, экспансию и локальные эл ементы подготовительной фазы. Мощность суббури можно оценить по максимальной величине вариации в Н-со ставляющей магнитного поля ( Au, Al и Ae - индексы)и по площади охваченного возму щением пространства (Кр-индекс) , по протяженности экспансии суббури к по люсу. 10. 6 Поляр ные сияния Аппаратура. Научный анали з полярных сияний начинался с визуальных наблюдений, и до последнего вре мени записи визуальных наблюдений в специальном журнале сопровождали все прочие инструментальные измерения в серьезных обсерваториях и экс педициях. Довольно давно для исследования спектра сияний стали использ оваться спектрографы и спектрометры, среди которых спектральная камер а С180S была наиболее распространенной на отечественной сети станций. Для и сследования изменений свечения во времени использовались фотометры, в основном на основе фотоэлектронных умножителей в сочетании с оптическ ими фильтрами или без оных и с разного типа фокусирующими устройствами и тубусами. В связи с программой Международного геофизического года (МГГ) в СССР был а разработана и внедрена на сети станций проф. МГУ А.И. Лебединским фото ка мера всего неба, которая долгое время являлась основным источником инфо рмации о пространственной эволюции полярных сияний. В настоящее время н а смену С180 пришла телевизионная техника и временное разрешение повысил ось от 1 кадра в минуту до 24 в секунду. Зоны и формы полярных сияний. Полярные сияния возникают как следствие бомбардировки атмо сферы потоками заряженных частиц, протонов и электронов с энергией от со тен эВ до сотен кэВ. Эти частицы так и называют - ав роральные частицы или авроральная радиация (см.). Р аспределение областей свечения по земному шару неравномерно, и отражае т особенности строения магнитосферы. Основные зоны полярных сияний пок азаны на рис 3a. Коль цевая авроральная зона р асполагается несимметрично вокруг магнитного полюса, в полночь максим ум свечения находится около 67o, в полдень - 71o. В спокойное время эта основная зона сияний стягивается в тонкую линию, интенсивность понижается иногд а и до субвизуального уровня. В возмущенное время кольцо (или овал) сияний расширяется, появляются яркие динамичные формы. Магнитные силовые линии от экваториальной границы мгновеной авроральн ой зоны проектируются на на склон внешнего радиационного пояса, в сильны х суббурях вплоть до границы устойчивого захват а, приполюсная граница зоны сияний соответствует фоновой границе зоны квазизахвата энергичных частиц. Е сли в зоне сияний дуги в основном ориентированы с востока на запад, в поля рной шапке дуги сияний вытянуты с севера на юг и во время суббурь наблюда ются реже, чем в магнитоспокойное время. Геометрически сияния полярной шапки проектируются в доли хвоста магнитосферы и их динамика связана с солнечным ветром. После того, как в строении магнитосферы были открыты каспы - воронки силовых линий, напряму ю доступные потокам частиц солнечного ветра, стали выделять в особую гру ппу и касповые сияния. Они отличаются большой высотой свечения и, соответственно, низкими энергия ми потоков вызывающих их электронов. Полярные сияния наблюдаются не только в высоких широтах, но и довольно ч асто в субавроральной области и эпизодически, во время магнитных бурь, в средних широтах. Природа среднеширотных сияний вероятно связана с дина микой радиационного пояса, но исследованы они явно недостаточно. Форма и динамика сияний - дуги, полосы, диффузные пятна и т.д. - отражают стру ктуру и динамику плазменных образований и магнитного поля в аврорально й магнитосфере и в этом плане весьма интересны для понимания происходящ их там процессов. Надо отметить, что пик интереса к описанию и классифика ции форм сияний относится к тем временам, когда и о существовании магнит осферы не было известно, и только сейчас наблюдается возврат к исследова нию динамики структур сияний, опирающийся на телевизионные наблюдения. Ионосфера и распространение радиоволн. Ионосферой называют пограничную часть атмосферы Земли, в которой уровень ионизации достаточно велик, чтобы оказывать заметное в лияние на распространение радиоволн. Нижняя граница ионосферы распола гается на высоте 50-60 км, верхняя на ур овне порядка 1000 км переходит в плазмосферу или другие магни тосферные плазменные образования. Основные параметры ионосферы - концентрация электронов, ионный состав, т емпература - меняются с высотой сложным образом. Выделены три основных о бласти максимальной концентрации электронов - D (80км), E (110км), и F , которая делится на F1 (170км) и F2 (300км). Значения высот указаны в скоб ках ориентировочно, на самом деле высота слоев, концентрация и другие па раметры испытывают значительные вариации, как регулярные так и споради ческие. Регулярные вариации в Д и Е области прежде всего определяются ур овнем освещенности ионосферы и поэтому суточные и сезонные вариации на иболее значительны. В Области F существенное значение приобретает влиян ие магнитосферных процессов на движение плазмы. Так как влияние указанных выше факторов зависит от широты, принято отдел ьно рассматривать состояние ионосферы в разных широтных поясах; экваториальная или низкоширотная ионосфера располагается от 0 до 35o, средне широтная - 35-55o, субаврораль ная ионосфера - примерно от 55 до 65o, дальше до полюса п ростирается высокоширотная ионосфера, которую в свою очередь можно разделить на ионосферу авроральной зоны и полярной шапки. Нерегулярные изменения параметров ионосф еры, возмущения , связаны с воздействием частиц и излучений, генерированных во время солнечных или магнитосферных вспыечных событий. Внезапные ио носферные возмущения (Sudden Ionospheric Disturbances, SID) в Е и Д области вы зываются всплеском рентгеновского излучения, генерируемого на Солнце во время хромосферных вспышек. Длительность их составляет несколько ми нут, концентрация электронов может возрастать на порядок в Д и на 50-200% в Е об ласти. Эффекты и сопутствующие явления наблюдаются только в освещенной части ионосферы. Приход на Землю солнечных космических лучей вызывает ионосферное возм ущение известное под именем Поглощения в полярн ой шапке ( ППШ или PCA - Polar Cap Absorption). Названием своим это возм ущение обязано тому факту, что солнечные протоны с энергией от 10 МэВ и выш е относительно свободно проникают в полярную шапку, а на меньших широтах задерживаются магнитным полем Земли. ППШ относится к Д-области ионосфер ы, где концентрация электронов может возрастать на два порядка. Продолжи тельность ППШ определяется длительностью порождающего ее события и мо жет составлять несколько суток. Развитие суббури в авроральной области вызывает значительные изменени я во всей толще ионосферы и сильно меняет условия прохождения радиосигн алов вплоть до полного поглощения (т.н. блэкауты ). В F-области регистрируются как уменьшения, так и ув еличения концентрации и значительные вертикальные перемещения, в Е-обл асти появляются т.н. спорадические слои Es. В D - области наблюдается поглощение аврорального типа , свя занное с высыпанием в ионосферу авроральных электронов с энергией в еди ницы и десятки кэВ. Изменчивость ионосферы, особенно существенная в высоких широтах, привл екала большое внимание в связи с важностью устойчивой радиосвязи для на родохозяйсвенных и военных целей. В последние десятилетия прикладное з начение этих работ уменьшилось в связи с массовым использованием метод ов радиосвязи с помощью спутников. Методы исследования ионосферы. Исследования ионосферы до появления возможности прямых изм ерений с помощью ракет, базировались на использовании способности ионо сферы поглощать, отражать, рассеивать радиосигналы. Наиболее распростр аненным был метод вертикального зондирования (В З), при котором измеряется время распространения импульса от ионозонда до отражающего слоя и обратно к приемнику сигнала . Используется набор частот в коротковолновом диапазоне (f > 1 мгц), высота то чки отражения уменьшается с ростом частоты радиосигнала и измеренная з ависимость задержки (высоты) от частоты волны ( ио нограмма) используется для вычисления высотного профиля электронной концентрации. К методам, использующим ту же цепочку: передатчик - ионосфера - приемник, относятся наклонное зондирование, возвратно-наклонное зондирование, радиопросвечивание ионосферы сигналами со спутников, метод частичных отражений и измерения прохождения радиосигналов на конкретных радиотр ассах. К методам, выделившимся в отдельные самостоятель ные направления, можно отнести риометрические и сследования, радиолокационные исследования, метод некогерентного расс еяния и исследование распространения сверхдлинных волн (СДВ). Активное воздействие на ионосферу и изучение ее р еакции используется в установках по нагреву ионосферы мощными импульсами радиоизлучения. Ионосферные методы используются не только для исследования собственно ионосферы и ее параметров, но и для исследования магнитосферных процесс ов. В частности измерение поглощения космического радиошума с помощью р иометров в основном использовалось для исследования пространственно-в ременных характеристик потоков заряженных частиц магнитосферного и со лнечного происхождения, высыпающихся в полярную и авроральную ионосфе ру. Заключение 1. Пояс стримеров, в кото ром течет квазистационарный медленный солнечный ветер, на расстояниях R > (3-4) R o от центра Солнца представляет собой последовательность пар радиальных лучей повышенной яркости. На рассто яниях R, меньших высоты шлема стримера, каждый из пары лучей при продвижен ии к поверхности Солнца огибает шлем по разные его стороны. При этом мини мальный угловой диаметр лучей » 2-3њ остается практически постоянным на R = (1.2-6.0) R o. Направление магнитного поля в лучах каждой пары противоположное. 2. Прогресс в прогнозиров ании геомагнитных возмущений, вызываемых квазистационарными потоками СВ, в ближайшие годы будет определяться, в первую очередь, успехами фунда ментальных исследований динамики магнитных структур с временным разре шением около 1 час. Вопрос о роли такой динамики в формировании спорадиче ских потоков СВ находится в стадии поисковых исследований. 3. Прогресс в прогнозиров ании геомагнитных возмущений, вызываемых спорадическими потоками СВ, з ависит от решения в ближайшем будущем двух проблем: а) разраб отка методов регистрации рождения СМЕ на диске Солнца и измерение их хар актеристик; б) выяснение природы возникновения Bz -компоненты в различных областях спорадических потоков СВ. Список литературы 1. Вальдмайер М. Результаты и проблемы исследования Солнца. М.; ИЛ, 1950. 240 с. 2. Всехсвятский С.К., Никольс кий Г.М., Иванчук В.И., Несмеянович А.Т., Пономарев Е.А., Рубо Г.А., Чередниченко В. И. Солнечная корона и корпускулярное излучение в межпланетном простран стве. Киев: изд. Киевского университета, 1965. 216 с. 3. Галкин А.И., Куклин Г.В., Поно марев Е.А., Солнечно-земная физика - новая наука. // Исследования по геомагне тизму, аэрономии и физике Солнца, М.: Наука , 1986. вып. 76. С. 4. Гусейнов Ш.Ш. и др..// В сб. "Физ ика солн. акт.". ИЗМИРАН. 1980. С.118; в сб. "Радиоизлучение Солнца". ЛГУ. 1984. С.164; в сб. "Ради оастр. иссл. солн. сист.". Одесса. 1985. С. 15; в сб. "Ионосфера и солнечно-земные связ и". Алма-Ата. 1985. С.85; в сб. "Волновые возмущения в ионосфере". Алма-Ата. 1987. С.109; Астро н. цирк. 1982. № 1242; Изв. АН СССР. 1988. № 2. С.134; Солн. данные. 1990. № 7; Цирк. ШАО. 1999. № 96; 5. Керимбеков М.Б. и др.// Солн. данные. 1968. № 11; 1976. № 2;. Цирк. ШАО. 1973. № 30, 31; Докл. АН Азерб.Респ. 1990. № 1-2. 6. Льоцци М. История физики /. Перевод с итал. Бурштейна Э.Л. М.: Мир, 1970. 463 с. 7. Селешников С.И., Астрономи я и космонавтика, краткий хронологический справочник, Киев, Наукова думк а, 1967. 302 с. 8. Эйгенсон М.С. Очерки физик о-географических проявлений солнечной активности. Львов.: Издательство Львовского университета, 1957. 228 с.
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
Для кассиров супермаркетов в аду специально установлено десять котлов, но работают только два.
Anekdot.ru

Узнайте стоимость курсовой, диплома, реферата на заказ.

Обратите внимание, реферат по астрономии, авиации, космонавтике "Солнце, его физические характеристики и воздействие на магнитосферу Земли", 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