Реферат: Характеристика 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

Характеристика звезд

Банк рефератов / Астрономия, авиация, космонавтика

Рубрики  Рубрики реферат банка

закрыть
Категория: Реферат
Язык реферата: Русский
Дата добавления:   
 
Скачать
Архив Zip, 26 kb, скачать бесплатно
Заказать
Узнать стоимость написания уникального реферата

Узнайте стоимость написания уникальной работы

СОДЕРЖАНИЕ 1. Общие сведения о звездах и изучения звезд. 2. Пар ам етры звезд. 3. Массы зве зд. 4. Светимости звезд и расстояние до них. 5. Температуры и спектральные классы звезд. 6. Радиусы звезд. 7. Вращение звезд. 8. Внутреннее строение звезд. 9. Источники звездной энергии и эволюция звезд. 10. Двойные з везды 11. Переменные звезды. ОБЩИЕ СВЕДЕНИЯ О ЗВЁЗДАХ И ИЗУЧЕНИЯ ЗВЁЗД Звёзды , самосв етящиеся небесные тела , состоящие из раскалён ных газов , по своей природе сходные с Солнцем . Солнце кажется несравненно больше зв езды только бла годаря близости его к Земле : от Солнца до Земли свет идёт 81/3 мин , а от ближайшей звезды (Центавра - 4 г ода 3 мес . Из-за больших расстояний от Земли звезда и в телескоп видны как точки , а не как диски (в отличие от план ет ). Число звёзд , видимых невооружё н ным глазом на обоих полушариях небесн ой сферы в безлунную ночь , составляет окол о 5 тыс . В мощные телескопы видны миллиарды звёзд. Изучение звёзд было вызвано потребностями материальной жизни общества (необ ходимость ориентировки при путешествиях , создание к алендаря , определение точного времени ). Уже в глубокой древности звёздное небо было разделено на созвездия . Долгое время звёзды считались неподвижными точками , по о тношению к которым наблюдались движения плане т и комет . Со времён Аристотеля ( IV в . до н . э. ) в течение многих столетий господст вовали взгляды , согласно которым звёздное неб о считалось вечной и неизменной хрустальной сферой , за пределами которой находилось ж илище богов . В конце 16 в . итальянский астрон ом Джордано Бруно учил , что звёзды – это дал ё кие тела , подобные нашему Солнцу . В 1596 немецким астрономом И . Фабрици усом была открыта первая переменная звезда , а в 1650 италийским учёным Дж . Риччоли – первая двойная звезда . В 1718 английский аст роном Э . Галлей обнаружил собственные движени я трёх звё з д . В середине и во 2-й половине 18 в . русский учёный М . В . Ломоносов , немецкий учёный И . Кант , англи йские астрономы Т . Райт и В . Гершель и другие высказывали правильные идеи о той звёздной системе , в которую входит Солнце . В 1835-39 русский астроном В . Я. Стр уве , немецкий астроном Ф . Бессель и англий ский астроном Т . Гендерсон впервые определили расстояния до трёх близких звёзд . В 60- х гг . 19 в . для изучения звёзд применили спектроскоп , а в 80-х гг . стали пользоваться и фотографией . Русский астроном А . А . Б е лопольский в 1900 экспериментально док азал для световых явлений справедливость прин ципа Доплера , на основании которого по сме щению линий в спектре небесных светил мож но определить их скорость движения вдоль луча зрения . Накопление наблюдений и развитие фи з ики расширили представления о звёздах. В начале 20 в ., особенно после 1920, произошё л переворот в научных представлениях о зв ёздах . Их начали рассматривать как физические тела ; стали изучаться структура звезды , у словия равновесия их вещества , источники эне ргии . Этот переворот был связан с успехами атомной физики , которые привели к количественной теории звёздных спектров , и с достижениями ядерной физики , давшими возмож ность провести аналогичные расчёты источников энергии и внутреннего строения звезды (наиб о л ее важные результаты были получ ены немецкими учёными Р . Эмденом , К . Шварцш ильдом , Х . Бете , английскими учёными А . Эдди нгтоном , Э . Милном , Дж . Джинсом , американскими учёными Г . Ресселом , Р . Кристи , советским учёным С . А . Жевакиным ). В середине 20 в . и сслед о вания звёзд приобрели ещё б ольшую глубину в связи с расширением набл юдательных возможностей и применением электронны х вычислительных машин (американские учёные М . Шварцшильд , А . Сандидж , английский учёный Ф . Хойл , японский учёный С . Хаяси и дру гие ). Больш и е успехи были достигну ты также в изучении процессов переноса эн ергии в фотосферах звёзд (советские учёные Э . Р . Мустель , В . В . Соболев , американский учёный С . Чандрасекар ) и в исследованиях структуры и динамики звёздных систем (гол ландский учёный Я . Оорт, советские учёные П . П . Паренаго , Б . В . Кукаркин и другие ). ПАРАМЕТРЫ ЗВЁЗД Основные характеристики звезды - масса , радиус (не считая внешних прозрачных слоев ), светимость (полное количество излучаемой энергии ); эти величины часто выражаются в долях массы , радиуса и светимости С олнца . Кроме основных параметров , употребляются их производные : эффективная температура ; спектр альный класс , характеризующий степень ионизации и возбуждения атомов в атмосфере звезды ; абсолютная звёздная величина (т . е . звёздная вели ч ина , которую имела бы зв езда на стандартном расстоянии 10 парсек ); показ атель цвета (разность звёздных величин , опреде лённых в двух разных спектральных областях ). Звёздный мир чрезвычайно многообразен . Не которые звёзды в миллионы раз больше (по объёму ) и я рче Солнца (звёзды-гиганты ); в то же время имеется множество звёз д , которые по размерам и количеству излуча емой ими энергии значительно уступают Солнцу (звёзды-карлики ). Разнообразны и светимости звё зд ; так , светимость звезды S Золотой Рыбы в 400 тыс . раз больше светимости Солнц а . Звёзды бывают разреженные и чрезвычайно плотные . Средняя плотность ряда гигантских звёзд в сотни тысяч раз меньше плотности воды , а средняя плотность белых карликов , наоборот , в сотни тысяч раз больше пл отности воды. У некоторых т ипов звёзд блеск периодически изменяется ; такие звёзды называютс я переменными звёздами . Грандиозные изменения , сопровождаемые внезапными увеличениями блеска , пр оисходят в новых звёздах . При этом за несколько суток небольшая звезда-карлик увеличива ется , от неё отделяется газовая об олочка , которая , продолжая расширяться , рассеиваетс я в пространстве . Затем звезда вновь сжима ется до небольших размеров . Ещё большие из менения происходят во время вспышек сверхновы х звёзд. Изучение спектров звёзд позволяет определ и ть химический состав их атмосфер . Звё зд , как и Солнце , состоят из тех же химических элементов , что и все тела на Земле. В звёзде преобладают водород (около 70% п о весу ) и гелий (около 25%); остальные элементы (среди них наиболее обильны кислород , азо т , жел езо , углерод , неон ) встречаются по чти точно в том же соотношении , что и на Земле . Для наблюдений пока доступны лишь внешние слои звезды . Однако сопоставле ние данных непосредственных наблюдений с выво дами , вытекающими из общих законов физики , позволило пос т роить теорию внутренне го строения звезды и источников звёздной энергии. Солнце по всем признакам является ряд овой звёздой . Имеются все основания предполаг ать , что многие звёзды , как и Солнце , и меют планетные системы . Вследствие дальности расстояния пока ещ ё не удаётся непоср едственно увидеть такие спутники звёзд даже в самые мощные телескопы . Для их обна ружения необходимы тонкие методы исследования , тщательные наблюдения в течение десятков л ет и сложные расчёты . В 1938 шведский астроно м Э . Хольмберг заподо з рил , а по зднее советский астроном А . Н . Дейч и д ругие установили существование невидимых спутник ов у звезды 61 Лебедя и других близких к Солнцу звёзд . Наша планетная система не является исключительным явлением . На многих планетах , окружающих другие звёзды, такж е вероятно существование жизни , и Земля не представляет в этом отношении исключения. Звёзды часто расположены парами , обращающ имися вокруг общего центра масс ; такие звё зды называются двойными звёздами . Встречаются также тройные и кратные системы звёзд. Взаимное расположение звёзд с течением времени медленно изменяется вследствие их движений в Галактике . Звёзды образуют в пр остранстве огромные звёздные системы - галактики . В состав нашей Галактики (к которой при надлежит Солнце ) входит более 100 млрд . зв ёзд . Изучение строения Галактики показыва ет , что многие звёзды группируются в звёзд ные скопления , звёздные ассоциации и другие образования. Звёзды изучаются в двух дополняющих д руг друга направлениях . Звёздная астрономия , р ассматривающая звёзды как объекты , характери зующиеся теми или иными особенностями , исслед ует движение звезды , распределение их в Га лактике и в скоплениях , различные статистичес кие закономерности . Предметом изучения астрофизик и являются физические процессы , происходящие в звёздах , их излу ч ение , строение , эволюция. МАССЫ ЗВЁЗД Массы могут быть определены н епосредственно лишь у двойных звёзд на ос нове изучения их орбит . У спектрально-двойных звёзд измерения смещений спектральных линий вследствие эффекта Доплера позволяют определ ить период обр ащения компонентов и пр оекции максимальной скорости каждого компонента на луч зрения . Аналогичные измерения можн о провести и у некоторых визуально-двойных звёздах . Этих данных достаточно для вычисле ния отношения масс компонентов . Абсолютные зн ачения масс о пределяются , если систе ма является в то же время и затменно-д войной , т . е . если её орбита видна с ребра и компоненты звезды попеременно закр ывают друг друга . Изучение масс двойных зв ёзд показывает , что между массами и светим остями звёзд главной последоват е льнос ти существует статистическая зависимость . Эта зависимость , распространённая и на одиночные звёзд , позволяет косвенно , определяя светимости звёзд , оценивать и их массы. СВЕТИМОСТИ ЗВЁЗД И РАССТОЯНИЯ ДО НИХ Основной метод определения рассто яний до звезд ы состоит в измерении их видимых смещений на фоне более далё ких звезд , обусловленных обращением Земли вок руг Солнца . По смещению (параллаксу ), величина которого обратно пропорциональна расстоянию , вычисляют и само расстояние . Однако такой способ измерений применим только к ближайшим звездам. Зная расстояние до звезды и её видимую звёздную величину m , можно найти абсолютную звёздную величину М по формуле : М = m +5-5 lg r , где r – расстояние до звезды , выраженное в парсеках . Определив средние абсолютные звёзд ные величины для звезды тех или иных спектральных классов и сопоставив с ними видимые звёздные величины отдельных звезд этих же классов , можно определить расстояния и до удалённых звезды , для которых параллактические смещени я неощутимы . Абсолютные звёздны е вел ичины некоторых типов переменных звёзд (напри мер , цефеид ) можно установить по величине периода изменения блеска , что также позволяет определять расстояния до них. Расстояния оцениваются также по систематическим компонентам лучевых скоростей и собственн ых движ ений звёзд , обусловленным особенностями вращения Галактики и движением Солнца (вместе с Землёй ) в пространстве и зависящим , от у далённости звезды . Чтобы исключить влияние со бственных скоростей отдельных звезд , определяют расстояние сразу до большой группы их (статистические или групповые параллаксы ). ТЕМПЕРАТУРЫ И СПЕКТРАЛЬНЫЕ КЛАССЫ ЗВЁЗД Распределение энергии в спектрах раскалённых тел неодинаково ; в зависимости от температуры максимум излучения приходится на разные длины волн , меняется цвет сум мар ного излучения . Исследование этих эффе ктов у звезды , изучение распределения энергии в звёздных спектрах , измерения показателей цвета позволяют определять их температуры . Температуры звезд определяют также по относит ельным интенсивностям некоторых линий в и х спектре , позволяющим установить спектральный класс звезд . Спектральные классы звезд зависят от температуры и с убы ванием её обозначаются буквами : О , В , A, F, G, К , М . Кроме того , от класса G ответвляется п обочный ряд углеродных звёзд С , а от к ласса К – п обочная ветвь S. Из класса О выделяют более горячие звезды . Зная механизм образования линий в спектрах , температуру можно вычислить по спектральному классу , если известно ускорение силы тяже сти на поверхности звезды , связанное со ср едней плотностью её фот о сферы , а следовательно , и размерами звезды (плотность может быть оценена по тонким особенностя м спектров ). Зависимость спектрального класса или показателя цвета от эффективной температу ры звезды называется шкалой эффективных темпе ратур . Зная температуру , м ожно теорет ически рассчитать , какая доля излучения звезд ы приходится на невидимые области спектра - ультрафиолетовую и инфракрасную . Абсолютная зв ёздная величина и поправка , учитывающая излуч ение в ультрафиолетовой и инфракрасной частях спектра , дают возм о жность найти полную светимость звезды. РАДИУСЫ ЗВЁЗД Зная эффективную температуру Т ef и светимость L , можно вычислить радиус R звезды по формуле : L=4pR 2 sT 4 ef основанной на Стефана – Больцмана законе излучения ( s - постоянная Стефана ). Радиусы звезды с боль шими уг ловыми размерами могут быть измерены непосред ственно с помощью звёздных интерферометров . У затменно-двойных звезд могут быть вычислены значения наибольших диаметров компонентов , в ыраженные в долях большой полуоси их отно сительной орбиты. ВРАЩЕНИЕ З ВЁЗД Вращение звезд изучается по их спектрам . При вращении один край дис ка звезды удаляется от нас , а другой п риближается с той же скоростью . В результа те в спектре звезды , получающемся одновременн о от всего диска , линии расширяются и , в соответствии с при нципом Доплера , пр иобретают характерный контур , по которому воз можно определять скорость вращения . Звезды ра нних спектральных классов О , В , А вращаютс я со скоростями (на экваторе ) 100-200 км /с . С корости вращения более холодных звезд – значительно меньше ( н есколько км /с ). Уменьшение скорости вращения звезды связано , по-видимому , с переходом части момента коли чества движения к окружающему её газопылевому диску вследствие действия магнитных сил . Из-за быстрого вращения звезды принимает форм у сплюснутого сферо и да . Излучение из звёздных недр просачивается к полюсам скорее , чем к экватору , вследствие чего те мпература на полюсах оказывается более высоко й . Поэтому на поверхности звезды возникают меридиональные течения от полюсов к эквато ру , которые замыкаются в глу б оких слоях звезды . Такие движения играют сущес твенную роль в перемешивании вещества в с лоях , где нет конвекции. ВНУТРЕННЕЕ СТРОЕНИ Е ЗВЁЗД Поскольку недра звезд недоступ ны непосредственным наблюдениям , внутреннее строе ние звезды изучается путём построения т еоретических звёздных моделей , которым со ответствуют значения масс , радиусов и светимо стей , наблюдаемые у реальных звезд . В осно ве теории внутреннего строения обычных звезд лежит представление о звездах как о газовом шаре , находящемся в механическом и теп л овом равновесии , в течение длительного времени не расширяющемся и не сжимающемся . Механическое равновесие поддерживаетс я силами гравитации , направленными к центру звезды , и газовым давлением в недрах зв езд , действующим наружу и уравновешивающим си лы грави т ации . Давление растет с глубиной , а вместе с ним увеличиваются плотность и температура . Тепловое равновесие заключается в том , что температура звезды – во всех её элементарных объёмах – практически не меняется со временем , т . е . количество энергии , уходящ е й из каждого такого объёма , компенсируется прих одящей в него энергией , а также энергией , вырабатываемой там ядерными или другими источниками. Температуры обычных звезд меняются от нескольких тыс . градусов на поверхности до десяти млн . градусов и более в це нтре . При таких температурах вещество состоит из почти полностью ионизованных атомо в , благодаря чему оказывается возможным в расчётах звёздных моделей применять уравнения состояния идеального газа . При исследованиях внутреннего строения звезды существенно е значение имеют предпосылки об источник ах энергии , химическом составе звезды и о механизме переноса энергии. Основным механизмом переноса энергии в звезде является лучистая теплопроводность . При этом диффузия тепла из более горячих внутренних областей звез ды наружу прои сходит посредством квантов ультрафиолетового изл учения , испускаемого горячим газом . Эти кванты поглощаются в других частях звезды и снова излучаются ; по мере перехода во в нешние , более холодные слои частота излучения уменьшается . Скорость ди ф фузии оп ределяется средней величиной пробега кванта , которая зависит от прозрачности звёздного вещ ества , характеризуемой коэффициент поглощения . Осн овными механизмами поглощения в звезде являют ся фотоэлектрическое поглощение и рассеяние с вободными электро н ами. Лучистая теплопроводность является основным видом переноса энергии для большинства з везд . Однако в некоторых частях звезды сущ ественную роль играет конвективный перенос эн ергии , т . е . перенос тепла массами газа , поднимающимися и спускающимися под влия н ием различия температуры . У холодных звезд полная ионизация наступает на большей глуб ине , так что конвективная зона у них т олще и охватывает большую часть объёма . Химический состав вещества недр звезд на ранних стадиях их развития сходен с химическим сос тавом звёздных атмосфер , который определяется из спектроскопических наб людений . С течением времени ядерные реакции изменяют химический состав звёздных недр и внутреннее строение звезды меняется. ИСТОЧНИКИ ЗВЁЗДНОЙ ЭНЕРГИИ И ЭВОЛЮЦИЯ ЗВЁЗД Основным источник ом энерги и звезды являются термоядерные реакции , при которых из лёгких ядер образуются более тяжёлые ; чаще всего это - превращение водоро да в гелий . В звезде с массой , меньшей двух солнечных , оно происходит главным об разом путём соединения двух протонов в ядро дейтерия , затем превращением дейтерия в изотоп He 3 путём захвата протона и , наконец , превращением двух ядер He 3 в He 4 и два протона . В более массивн ых звездах преобладает углеродно-азотная цикличес кая реакция : углерод захватывает последовательно 4 про тона , выделяя попутно два позитро на , превращается сначала в азот , затем рас падается на гелий и углерод . Окончательным результатом обеих реакций является синтез ядра гелия из четырёх ядер водорода с выделением энергии : ядра азота и углерода в углеродно-азо т ной реакции играют лишь роль катализатора . Для сближения яде р на такое расстояние , когда может произой ти захват , нужно преодолеть электростатическое отталкивание , поэтому реакции могут идти то лько при температурах , превышающих 107 градусов . Такие температ у ры встречаются в с амых центральных частях звезд . В звездах м алых масс , где температура в центре недост аточна для термоядерных реакций , источником э нергии служит гравитационное сжатие звезды. У массивных звезд ядро в конце эв олюции неустойчиво , радиус его у меньшаетс я приблизительно до 10 км , и звезда превраща ется в нейтронную (состоит из нейтронов , а не из ядер и электронов , как обычные звезды ). Нейтронные звезды имеют сильное магнитное поле и быстро вращаются . Это при водит к наблюдаемым всплескам радиоизлу ч ения , а иногда к всплескам также и оптических и рентгеновского излучений . Такие объекты называются пульсарами . При ещё бо льших массах происходит коллапс - неограниченное падение вещества к центру со скоростью , близкой к скорости света . Часть гравитационно й энергии сжатия производит выброс оболочки со скоростью до 7000 км /с . При этом звезда превращается в сверхновую зв езду , её излучение увеличивается до нескольки х млрд . светимостей Солнца , а затем постеп енно , в течение ряда месяцев угасает . ДВОЙНЫЕ ЗВЁЗДЫ Большая часть звезд входит в состав двойных или кратных звёздных сис тем . Если компоненты двойных звезд расположен ы достаточно далеко друг от друга , они видны отдельно . Это визуально-двойные звезды . Иногда один , более слабый , компонент не виден , и двойстве н ность обнаруживаетс я по непрямолинейному движению более яркой звезды . Чаще же всего двойные звезды ра спознаются по периодическому расщеплению линий в спектре (спектрально-двойные звезды ) или п о характерным изменениям блеска (затменно-двойные звезды ). Боль ш ая часть двойных звезд образует тесные пары . На эволюцию компонентов таких звезд существенное влияние оказывают взаимные приливные возмущения . Если один из компонентов звезды вздувается в процессе эволюции , то при некоторых услов иях из точки её поверхност и , обр ащенной к другому компоненту , начинается исте чение газа . Газ образует потоки вокруг вто рого компонента и частично попадает на не го . В результате первый компонент может по терять большую часть массы и превратиться в субгиганта или даже в белого карлика. Второй же компонент приобретает часть потерянной массы и соответственно увеличивае т светимость . Поскольку эта масса может вк лючать газ не только из атмосферы , но и из глубоких слоев , близких к ядру пе рвого компонента , в двойной звезде могут н аблюдаться а н омалии химического соста ва . Однако эти аномалии касаются только лё гких элементов , т.к . тяжёлые элементы в гиг антах не образуются . Они появляются при вз рывах сверхновых звезд , когда выделяется мног о нейтронов , которые захватываются ядрами ато мов и увеличив а ют их вес. ПЕРЕМЕННЫЕ ЗВЁЗДЫ Блеск многих звезд непостоянен и изменяется в соответствии с тем ил и иным законом ; такие звезды называются пе ременными звёздами . Звезды , у которых изменени я блеска связаны с физическими процессами , происходящими в них самих , пр едставляют собой физические переменные звезды (в отл ичие от оптических переменных звезд , к чис лу которых относятся затменно-двойные звезды ). Периодическая и полупериодическая переменность с вязана обычно с пульсациями звезд , а иногд а с крупномасштабной кон в екцией . З вездам как системам , находящимся в устойчивом равновесии , свойственны пульсации с собствен ными периодами . Колебания могут возникнуть в процессе перестройки структуры звезды , связа нной с эволюционными изменениями . Однако , чтоб ы они не затухали , до л жен суще ствовать механизм , поддерживающий или усиливающий их : в период максимального сжатия звезде необходимо получить тепловую энергию , котора я уйдёт наружу в период расширения . Соглас но современным теориям , пульсации у многих типов переменных звезд объя с няются тем , что при сжатии звезд увеличивается коэффициент поглощения ; это задерживает общи й поток излучения , и газ получает дополнит ельную энергию . При расширении поглощение уме ньшается , и энергия выходит наружу . Неоднородн ое строение звезды , наличие в н и х нескольких слоев с различными свойс твами нарушает регулярную картину , делает изм енения параметров звезды отличными от правиль ной синусоиды . Основная стоячая волна колебан ия часто находится в глубине звезды , а на поверхность выходят порождаемые ею бегу щи е волны , которые влияют на фаз ы изменений блеска , скорости и других пара метров. Некоторые виды переменных звезд испытываю т вспышки , при которых блеск возрастает на 10-15 звёздных величин . Такие вспышки связаны с внезапным расширением фотосферы с больши ми с коростями (до 1000-2000 км /с у новых звезд ), что приводит к выбросу оболочки . После вспышки блеск начинает уменьшаться с характерным временем 50-100 суток . В это время продолжается истечение газов с поверхности со скоростью в несколько тыс . км /с . Все эти з везды оказываются тесны ми двойными , и их вспышки , несомненно , связ аны с взаимодействием компонентов системы , од ин из которых или оба обычно являются горячими звёздами-карликами . На структуру оболо чек , выброшенных новыми звездами , по-видимому , с ущественное влияние оказывает сильное магнитное поле звезд . Быстрая неправильная пе ременность звезд . типа Т Тельца , UV Кита и некоторых других типов молодых сжимающихся звезд связана с мощными конвективными движ ениями в этих звездах , выносящими на повер хность горячий газ . К переменным з вездам можно отнести и сверхновые звезды . В Галактике известно свыше 30 000 переменных звезд.
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
У нас в семье все ведут здоровый образ жизни и в чем-то себя ограничивают. Например, я до 12:00 не пью, жена после 18:00 не ест, а дети до 31 декабря не смотрят телевизор.
Anekdot.ru

Узнайте стоимость курсовой, диплома, реферата на заказ.

Обратите внимание, реферат по астрономии, авиации, космонавтике "Характеристика 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