Студопедия

КАТЕГОРИИ:


Загрузка...

Архитектура-(3434)Астрономия-(809)Биология-(7483)Биотехнологии-(1457)Военное дело-(14632)Высокие технологии-(1363)География-(913)Геология-(1438)Государство-(451)Демография-(1065)Дом-(47672)Журналистика и СМИ-(912)Изобретательство-(14524)Иностранные языки-(4268)Информатика-(17799)Искусство-(1338)История-(13644)Компьютеры-(11121)Косметика-(55)Кулинария-(373)Культура-(8427)Лингвистика-(374)Литература-(1642)Маркетинг-(23702)Математика-(16968)Машиностроение-(1700)Медицина-(12668)Менеджмент-(24684)Механика-(15423)Науковедение-(506)Образование-(11852)Охрана труда-(3308)Педагогика-(5571)Полиграфия-(1312)Политика-(7869)Право-(5454)Приборостроение-(1369)Программирование-(2801)Производство-(97182)Промышленность-(8706)Психология-(18388)Религия-(3217)Связь-(10668)Сельское хозяйство-(299)Социология-(6455)Спорт-(42831)Строительство-(4793)Торговля-(5050)Транспорт-(2929)Туризм-(1568)Физика-(3942)Философия-(17015)Финансы-(26596)Химия-(22929)Экология-(12095)Экономика-(9961)Электроника-(8441)Электротехника-(4623)Энергетика-(12629)Юриспруденция-(1492)Ядерная техника-(1748)

Астероидтар




Марс пен Юпитер орбиталарының арасында пішіні бұрыс аспан денелері бар. Олар планеталардың серіктері емес және Күнді айнала өз еркінше қозғалады. Бұл денелер астероидтар ("жүлдызға ұқсас") деп аталады. Суретте оларды жұлдыздардан тек баяу орын ауыстыруынан ғана ажыратуға болады. Бірінші астероидты 1801жылы 1 каңтарда Италия астрономы Джузепе Пиации ашты. Ол тура көтерілуі мен еңкеюі тәулік ішінде елеулі өзгеретін жұлдызды бақылады. Неміс математигі Гaуссүлкен жарты осі 2,77 а. б. болатын бұл астрономиялық дененің орбитасын есептеп тапты. Сатурн мен Юпитердің арасынан планета табылды деп есептеп, оған ескіРимнің табыс әкелетін әйел құдайы Церераның есімі берілді. 1802 жылы астрономиямен айналысатын неміс дәрігері Ольберс Церераға жақын жерден жаңа астероидтыашып, оны Паллада деп атады. 1804 жылы Юноиа, 1807 жылы Веста табылды. Кішкентай планеталарды Гершель грекше "жұлдыз бейнелі" деген мағынаны беретін астероидтар деп атауды ұсынды.

Қазіргі кезде 12 000-нан астам астероидтар белгілі. Бастапқы кезде құдайлардың аттарымен аталған астероидтарға кейін ұлы адамдардың есімдері берілді. Астероид табылғанда оған ашылған жылы (мысалы, 1937 DA) көрсетілген белгі тағылады. Астероидтың орбитасы есептелген соң тұрақты номер және аты беріледі.

Астероидтар орбиталарының шеңберден өзгешіліғі аз, сондықтан астероидтардың көпшілігі Күн жүйесінің ішіне кірмейді.

Кейбір астероидтардың жарықтылығының периодты өзгеруі бұрыс пішінді, беткі қабаттарының тегіс емес екенін және өз остерінен айналатынын көрсетеді. Кейбір астероидтардың өз осінен айналу периоды — бірнеше сағатқа созылса, ал кейбірінде ол тәулікке жетеді. Астероидтардың беткі қабаттарының құрамындағы үлкен айырмашылық олардың жарықты шағылдыру қабілетімен анықталады: кейбір астероидтардьщ бетінен жарықтың шағылу коэффициенті бар болғаны 3%, ал кейбіреуінде ол 50%-ға жақындайды. Астероидтардың бетінде планеталар серіктерінің бетіндегі тәрізді уақ денелер соққыларының іздері болуы керек. Астероидтарда атмосфера жоқ.



Қазіргі кезде астероидтар деп өлшемдері бір километрден кіші болмайтын барлық денелерді айту қабылданған. Одан кіші денелер метеоридтер деп аталады. Астероидтардың жалпы саны 30 -50 мың.

Кометалар[өңдеу]

Күн жүйесінің периферийінде шамамен 100 000 а.б. қашықтықта Оорта бұлтында кометалар тобы шоғырланған. Мұндай бұлт 100 млрд кометалар ядросына ие болуы мүмкін. Планеталардың, Күннің тіпті жақын жұлдыздардың тартылыс күштерінің әсерінен кейде олардың кейбіреулері Күн жүйесінің ішіне кіріп кетіп, Күнге қарай қозғала бастайды. Олардың аспан механикасының заңына бағынатын қозғалыстары өздеріне тән әр түрлі болады. Барлық планеталар Күнді айнала бір бағытта дөңгелек орбита бойымен (тік бағытта)шамамен бір жазықтықта (эклиптикада) айналады. Ал кометалар тіке бағытта да, яғни қарсы бағытта да өте созылыңқы орбита (эксцентрлі) бойымен эклиптикаға әр түрлі көлбеу бұрыш жасай айналады. Оның қозғалыс сипатынан құйрықты жұлдыз екенін айыруға болады.

Кометаның негізгі салмағы оның ядросында жинақталған. Ол ядро кәдімгі мұздан, қатып қалған газдардан, қатты бөлшектерден, көмір қышқылының қоспасы бар су мұзынан, аммиактан және тозаңнан тұрады. Ядроның ұзындығы бірнеше ондаған километрге жетеді, ал салмағы 1022 гр-ға дейін барады.

Күнге жақындаған сайын Күн сәулесінің әсерінен мұз еріп булана бастайды да ядроның жанында газ-тозаңды бұлт пайда болады. Ол Күн сәулесін шағылдырады (кома) және қайта сәулелендіреді. Сондыұтан біз кұйрықты жұлдызды қатты жарқырайтын дене түрінде көреміз. Кометаның соңынан Күн сәулесінің қысымынан әр уақытта Күнге қарсы бағытталған газ бен тозаңнан тұратын бөлшектер ілеседі. Оның ұзындығы жүздеген миллион километрден астам. Құйрықты жұлдыз массасының миллионнан бір бөлігінен де аз шамасы оның кұйрығында жинақталғанына қарамастан, ол жарықтың 99%-ын, ал ядро 0,1%- ын ғана шығарады. Мәселе мынада: ядро өте жинақы, оның үстіне оның шағылдыру коэффициенті төмен (альбедо).

Ұзак периодты құйрықты жұлдыз (орбиталық периодтары 200 жылдан астам) ең алыс орналасқан планеталардан мыңдаған есе әрі шалғай аймақтардан ұшып келеді. Олардың орбиталары эклиптикамен барлық мүмкін болатын бұрыштар жасайды. Қысқа периодты құйрықты жұлдыздар (периодтары 200 жылдан аз)сыртқы планеталар аймақтарынан эклиптикадан алыс емес орбиталар бойымен тура бағытта қозғалып келеді.

Кометалардың жарқырауын, қозғалыс ерекшеліктерін зерттеп және сырларын аша отырып әлем құрылысының құпиясын білеміз.

Бірінші рет 1986—1999 жылдары кометалардың ядросы зерттелді. Галлей кометасының ядросына жіберілген зонд 600 км кашықтыққа жакындады. Ядроның өлшемі 8 х 13 км шамасындай, қара түсті, бетінде кратерлер болды жоне құрылымы әр түрлі.

Күн жүйесінің ішкі аймағына енген Құйрықты жұлдыз уақыт өткен сайын бірте-бірте Күн жылуының әсерінен ыдырайды да ядроның газы планетааралық газға айналады, ал қатты бөліктері көптеген ұсақ метеорлық бөлшектерге бөлініп кетеді, олар бірте-бірте құйрықты жұлдыз орбитасы бойымен жалпақ ағын ретінде шашылады. Жер осындай ағынмен қиылысқанда ұсақ бөлшектер 11 км/с жылдамдықпен атмосфераға кіреді де тез қызып балқиды, сөйтіп, бірнеше километр биіктікте ұсақ бөлшектерге жарылып шашырап кетеді. Олардың тежелуі кезінде бөлініп шыққан энергия ауаның жаркырауын арттырады, осылайша түнгі аспанда Жерден бөлшектің жарық ізі көрінеді, бұл құбылысты метеорлар дейді. Ол заттың жерге жеткен бөлшектерін метеориттер деп атайды.

Метеориттер ғарыш денелерінің үлгілері. Оны зерттеу ғылымға үлкен үлес қосады. Сондықтан метеоритті көрген, оны тапқан әрбір адам ол жөнінде ғылыми орындарға хабарлауы керек. Ірі метеориттер барлық планеталар мен олардың серіктерінің беткі қатты қабаттарына құлағанда із қалдырады. Жерде көптеген ірі кратерлер сақталған. Бірақ уақыт өткен сайын жер атмосферасының әсерлері (жел, жаңбырлар) олардың іздерін жасырады. Жерге күн сайын ұсақ метеориттер түсіп жатады. Жер бетіне ғарыш кеңістігінен бір тәулік ішінде жауатын заттардың толық массасы бірнеше жүз тоннаға жетеді (негізінен, өте кішкене бөлшектер).

19. Аспан денелерінің температурасы. Анықтау әдістері.

Аспан денелерінің температурасы, химиялық құрамы, магниттік өрісі, сондай – ақ олардың қозғалыстары жөніндегі мәліметтер спектрлік бақылаулар арқылы алынады.

Жұлдыздардың түсі бойынша олардың фотосферасын, температурасын анықтауға болады. Сәуленің максимал толқын ұзындығы мен температурасы арасында белгілі байланыс бар. Әр түрлі жұлдыздардың сәуле шығару максимумы әр түрлі толқын ұзындығына келеді.Мысалы, Күн – сары жұлдыз. Капелла да осы түсті жұлдыз, оның темпер- сы 6000К шамасында. Температурасы 3500 – 4000 К болатын жұлдыздар қызғылт түсті (Альдебаран). Қызыл жұлдыздардың температурасы 3000 К – ге жуық. Қазіргі кезде белгілі жұлдыздардың ең суықтарының температурасы 2000 К – нен аз. Мұндай жұлдыздарды спектрдің инфрақызыл бөлігінде бақылауға болады.Күннен көп ыстық жұлдыздар көптеп саналады. Оларға, мысалы, ақ жұлдыздар (Спика, Сириус, Вега) жатады. Олардың температурасы 104 – 2*104 К аралығында. Фотосфераның температурасы 3*104 – 5*104 болатын көгілдір – ақшыл жұлдыздар сирек кездеседі. Жұлдыздар қойнауындағы температура 107К –нен кем емес.

Жер тобындағы планеталардың температурасы Меркурийде атмосфераның болмауынан планета бетінің температурасы +6000 күндізгі температурадан түнде

-1850 қа дейін бірден түседі. Шолпанның бетіндегі темпе-а оның күндізгі немесе түнгі мезгіліне қарамастан +5000С болады. Бұл қорғасынның балқу темп-на сәйкес келеді. Жердің гидросферасы жылуды сақтайды, Жер бетіндегі температураны көтереді (планетадағы темп-ра -890С – тан +580С қа дейін ) тірі организмдерге қолайлы жағдай туғызады. Марстың атмосферасы Шолпандағы тәрізді, негізінен, көмірқышқыл газынан тұрады. Планетаның беткі температурасы -1200 тан +150С қа дейін өзгереді.

Алып ғаламшарлар. Юпитер егер, Күннен алынған энергиямен ғана жылынатын болса, оның беттік температурасы 100К – ге ғана тең болар еді, ал өлшеулер нәтижесі 140 К көрсетіп отыр. Диаметрі 25 000 км болатын Юпитердің ядросы темір мен тастан тұрады және центріндегітемпература 23 000 К. Сатурнды Күн сәулесі Жермен салытырғанда 90 есе әлсіз жылытады. Сондықтан оның орташа температурасы - 150 0С. ХХ ғасырдың ортасында өлшенген жоғарғы бұлттардағы шамамен -1700. Сатурнның ядросына жақын жердегі тем-ра жоғары, ал қысымы әжептәуір болуы ықтимал. Урандағы орташа температура 60К шамасында. Нептун өте салқын, бірақ белсенді. Планетаның атмосферасының орташа температурасы – 2200С.Ол Юпитер мен Сатурн тәрізді оның Күннен алған жылуынан көбірек.

 

20. Ғаламның құрылуы туралы көзқарастардың дамуы. Күн жүйесінің кинематикасы.

Ғалам – алуан түрлі формада болатын әрі ұдайы өзгеріп отыратын кеңістік пен уақыт бойынша шеті де, шегі жоқ бүкіл дүние. Ғаламды зерттеумен тікелей шұғылданатын ғылым – астрономия. Ғаламның туралы ұғымның дамуы бірнеше кезеңге бөлінеді. Ғаламның шексіздігі туралы алғашқы пікір ежелгі дәуірдегі грек ғалымы Гераклиттің еңбектерінде кездеседі. Ол Ғалам мәңгілік, аспан денелерін құрайтын материя жаңадан жасалмайды деп тұжырымдаған. Гераклиттің көзқарасын Демокрит,Эпикур және Лукреций одан әрі дамытқан. Одан кейінге дәуірлерде Жердің шар тәрізді екенін және аспан шырақтарының бір-бірінен алшақтығын анықтауға байланысты зерттеулер жүргізілген. Гераклиттің көзқарасын Демокрит, Эпикур және Лукреций одан әрі дамытқан. Одан кейінгі дәуірлерде Жердің шар тәрізді екенін және аспан шырақтарының бір-бірінен алшақтылығын анықтауға байланысты зерттеулер (Пифагор, Аристотель, Эратосфен) жүргізілген. Жердің шар тәрізділігі туралы түсінікке сүйеніп, грек философы Филолай (б.з.б. 5 ғ.) және грек астрономы Аристарх Самосский (б.з.б. 4–3 ғ-лар) Жердің қозғалатындығы жөнінде жорамал жасаған. Бірақ шіркеу мен дін үстем болған дәуірде мұндай озық ойлар қолдау таппай, көмескіленіп қала берген. Птолемей негізін қалаған дүниенің геоцентрлік жүйесі шіркеудің қолдауымен Қайта өркендеу дәуіріне дейін үстемдік еткен. Н.Коперниктің «Аспан сферасының айналысы туралы» атты кітабы космогонияда ғыл.-зерттеуге жол ашты. Жерді аспан денелерінің бірі деп санаған Коперниктің пікірін Дж. Бруноодан әрі дамытып, жұлдыздар әлемі шексіз деген тұжырымға келді. Коперник қалыптастырған дүниенің гелиоцентрлік жүйесі Ғалам туралы ғылымның негізіне айналды. Біз мекендеген Жер де, басқа планеталар, құйрықты жұлдыздар мен метеорлық денелер тәрізді, Күн жүйесінің құрамына енеді. Күн жүйесінің диам. 10 млрд. км-дей. Бұл қашықтықты жарық 10 сағ-қа жуық уақытта жүріп өтеді.

20 ғ-дың 30-жылдарының соңындағы зерттеулердің (В.Я.Струве, Ф.В.Бессель, Т.Гендерсон) нәтижесінде Ғалам жөніндегі адамзат білімінің шегі кеңейе түсті. Галактиканы (Құс жолы) зерттеуге байланысты жұмыстар кеңінен жүргізілді. Сөйтіп, Күн жүйесінің өзі Галактиканың құрамына енетіні дәлелденді. Галактиканың мөлшері мен құрылысы дәлірек анықталды. Бұл аса күрделі жүйенің диам. шамамен 30 мың пк-ке (шамамен 100 мың жарық жылы) жуық. Кейінірек Ғалам кеңістігінде біздіңГалактика тәріздес миллиондаған басқа да галактикалардың бар екендігі анықталды. Зерттелген галактикалар жиыны Метагалактика деп аталады. Астрономияаспаптардың көмегімен Метагалактиканың бірнеше млрд. пк қашықтықтағы кейбір бөліктерін бақылауға болады. 1963 ж. бұдан да алыс қашықтықтағы квазарлар ашылды. Ғ-ның зерттелген бөлігінің шектеулігі кеңістіктің шексіздігі туралы идеяға ешқандай қайшы келмейді. Өйткені қазіргі физ. көзқарас бойынша кез келген нақты не болжалды жүйенің алатын көлемі осы жүйеге қатысты әр түрлі жылдамдықпен қозғалатын бақылаушылар үшін бірдей болмайды.

20 ғ-дың 70-жылдарында әр түрлі елдердегі астрономдардың ұжымдық еңбектерінің нәтижесінде Метагалактиканың мынадай маңызды қасиеттері анықталды:

1. Галактикалар Метагалактикада бірқалыпты таралмаған; олардың көпшілігі галактикалар шоғырлары мен топтарына жинақталған;

2. Галактикалар бір-бірінен, жуық шамамен, орналасу қашықтығына пропорционал болып қашықтайды (мыс., бір-бірінен он млн. пк қашықтықтағы галактикалар 600 км/с жылдамдықпен қашықтайды). Бұл ұлғаю, Доплер принципіне сәйкес, галактикалар спектріндегі спектрлік сызықтардың қызыл ығысуы ретінде байқалады. Мұндай алып құбылыс, көбінесе Ғаламның ұлғаюы деп аталады;

3. Ғ-ның біз орналасқан бөлігі миллиметрлік радиотолқындар диапазонындағы радиосәулемен бірқалыпты толтырылған.

Ондай радиосәуленің тығыздығы темп-расы 3 К-ге тең абсолют қара дененің сәулесіне сәйкес келеді. Бұл сәуле реликт сәуле деп аталады. Реликт сәуле, өткен ерте дәуірдегі Метагалактиканың пайда болу бастамасына байланысты сәуле шығару процесінің қалдығы деп жорамалданады. 20 ғ-дың ортасына дейін Ғ-ның бізге бақыланатын бөлігіндегі заттың басым бөлігі жұлдыздарға, ал оның аз ғана бөлігі жұлдызаралық заттарға, планеталар мен құйрықты жұлдыздарға шоғырланған деп ұйғарылып келді. Алайда галактикалардағы галактикалар ядроларының белсенді орталық ретіндегі рөлі тұжырымдалған соң және квазарлар ашылғаннан кейін, ғаламда массасы жұлдыздардың массасынан, ең кіші дегенде млн. есе артық денелер болатыны анықталды.

 

Ғылымға белгілі Метагалактика тарихы Галактика да, жұлдыз да жоқ кезде, ол заттар аса тығыз, аса ыстық күйде болған уақытта шамамен 15 млрд жыл бұрын басталған.

Шар тәрізді шоғырлардағы ең кәрі жұлдыздардың химиялық құрамы біздің әлемге 13 – 15 млрд жыл болғанын көрсетті. Аспан денелері мен олардың жүйелерінің эволюциялық өзгерісіне тұрақсыз құбылыстар және жарылыс процестері негізгі себепші болған. Бұдан 15 млрд жылдай бұрын болған алапат жарылыс біздің әлемді жасады.

 

21. Күн жүйесінің түбегейлі әрекеттесуі.

Күн атмосферасындағы стационар емес құрылымдардың жиынтығы (дақтар, алаулар, протуберанецтер(Күн жалдары), от алыстар және басқалар) Күн әрекеттілігі деп аталалды. Мәселен, Күн дақтары ылғи фотосфера алауларымен байланысты, от алыстар мен протуберанецтер көп жағдайларда « ұйытқыған» фотосфера үстінде құрылады және т.с.с Күндегі дақтар, алаулар, от алыстар, протуберанецтер және Күн әрекеттілігінің басқа да көріністері бақыланатын аймақтар ә р е к е т т і а й м а қ т ар деп аталады. Әрекеттілік орталықтары фотосфера астында қандай да бір тереңдігінде пайда болып, бірнеше қабатты сәкі түрінде Күн тәжіне дейін көтеріледі. Әрекеттілік орталықтарының әр деңгейін бір – бірімен байланыстырушы – магнит өрісі.

Тек дақтардың пайда болулары ғана емес, сонымен қатар Күн әрекеттілігінің де толығымен алғанда 11 – жылдық қайталамалығы бар. Күн әрекетінің максимумы жылдары Күнде әрекеттілік орталықтары мол болады (ұйытқаған Күн).Минимум жылдары әрекеттілік орталықтары аз (тыныш Күн) болады. Күн әрекеттілігінің соңғы максимумы ерекше болып өтті.Ол жоғары әрекеттілігімен және ұзақтығымен (1989-1992 жылдарға созылған) ерекшеленеді.

22.Жұлдыздар физикасы.

Жұлдыз – "тұрақты жұлдыз" деп те аталады, салмағы ерекше ауыр, өзінен тұрақты жарық шығаратын, "өртенген" — термоядролық реакция жасайтын, плазмалық газ күйдегі аспан денесі.

Қазақ тілінде жұлдыз сөзі кең және тар мағынада қолданылады. Кең мағынада ол күн, ай, жерден басқа барлық аспан денелерін бірдей айта береді. Марс та, Шолпан да, құйырықты жұлдыз да жай тілмен жұлдыз есептеледі.

Астрономдар жұлдыздардың спектрін, жарық шамасын, кеңістіктегі қозғалысын өлшеу арқылы оның салмағын, жасын, құрамындағы метал мөлшерін, және басқа да қасиеттерін таниды. Жұлдыздың жалпы сапасы оның өзгерісі мен кейінгі тағдырының маңызды көрсеткіші.

Жұлдыздар негізінен сутегіні негіз еткен күйде пайда болады және Гелий мен аз мөлшерде ауыр элементтердің сығылуынан құралады. Өзегінде жеткілікті тығыздық болса, кейбір сутегі термоядролық реакция барысында тұрақты түрде гелийге айналады.

Жұлдыздың өзегіндегі сутегі отыны таусылса салмағы күн салмағының 0,5 есесінен кем болмаса, онда ол өсіп Алып қызыл жұлдызға айналады. Кейбір жағдайда оның өзегінде тіпті де ауыр атомдар отынға айналып қайта жана бастауы мүмкін. Мұндай жұлдыздар ақыры ықшамдалып, ғарыштағы материялық денеге айналады, басқаларға қосылады, немесе жаңа элементтер пайда болу сатысына өтеді.

Жұлдыздар ғарышқа біркелкі шашылған емес. Олардың көбі тартылыс күш әсерінде ұйысып екіден көпқосаржұлдыздарға біріксе, тіпті неше миллиард жұлдыздар топтасып алып үйіржұлдыздарға айналады. Екі жұлдыздың орбитасы оларды жақындатқанда олардағы өзгеріс тездейді.

Жұлдыздар саны

Астрономдар ғарыштағы жұлдыздар саны туралы мөлшері әрқилы. АҚШ астрономы Карл Саган өзінің «Трлионның трлионы» кітабында мынадай жорамал айтады: "ғаламда трлион галактика бар. Әр галактикада трлион жұлдыз бар".

АҚШ астрономы Чарли Конрой қатарлылар галактикалар спектріне анализ жасағаннан кейінгі жорамалы бойынша ғаламда шамамен 3X1023 жұлдыз бар

Параметрі және өлшем бірлігі

Жұлдыздардың негізгі сипаттамалары – олардың массасы, радиусы және жарқырауы. Бұл шамалар, көбінесе Күннің массасы, радиусы және жарқырауының үлестерімен салыстыра өлшенеді. Жұлдыздар параметрі көбінесе SI бірлігі арқылы өрнектеледі. Кейде CGS бірлігі (сантиметр-грамм-секунд) де қолданылады. Негізгі параметрлерден басқа эффективтік температура, спектрлік класс, абсолюттік жұлдыздық шама, түрлі-түстілік көрсеткіші тәрізді туынды параметрлер де қолданылады.

Күн массасы: Килограм[27]
Күн жарығы: Ватт[27]
Күн радиусы: Метр[28]

Ең ұзын қашықтық, мысалы алып жұлдыздардың радиусы, немесе қосаржұлдыздың ұзын жарты өсі көбінесе астрономиялық бірлікпен өлшенеді. Астрономиялық бірлік дегеніміз жер шары мен күннің арақашықтығы. Ол шамамен 150 млн км, немесе 93 млн ағылшын милі.

Жұлдыздардың қасиеті

Жұлдыздың барлық ерекшелігін оның әу бастағы массасы белгілейді. Оның негізгі қасиеттері болған жарқырауы, үлкен кшілігі, өзгерісі, жасы, тағдыры дегендер оның массасына байланысты болады.





Дата добавления: 2015-05-26; Просмотров: 632; Нарушение авторских прав?;


Нам важно ваше мнение! Был ли полезен опубликованный материал? Да | Нет



ПОИСК ПО САЙТУ:


Читайте также:



studopedia.su - Студопедия (2013 - 2017) год. Не является автором материалов, а предоставляет студентам возможность бесплатного обучения и использования! Последнее добавление ip: 54.225.53.253
Генерация страницы за: 0.118 сек.