Rambler's Top100Astronet    
  по текстам   по ключевым словам   в глоссарии   по сайтам   перевод   по каталогу
 

На первую страницу
<< Движение звёзд   |  Оглавление  |  Околозвёздное вещество >>

КАК РОЖДАЮТСЯ ЗВЁЗДЫ

Послушайте, ведь если звёзды зажигают,    
значит это кому-то нужно.

Владимир Маяковский

 

Удача!
                        Вспыхнул пятнами
сплошной огневорот,
разбушевались атомы,
зажёгся
                        водород.

Семён Кирсанов

ГИПОТЕЗЫ И ТЕОРИИ ЗВЕЗДООБРАЗОВАНИЯ

Идея рождения звёзд в результате вихревого движения эфира, как уже говорилось, принадлежит античным атомистам (Эпикур и, возможно, другие), а в западноевропейской культуре её впервые высказал Рене Декарт. После открытия всемирного тяготения причину аккумуляции звёзд стали видеть именно в тяготении между частицами разреженного вещества. Эту идею впервые высказал священник Ричард Бентли (1662-1742) в письме к Ньютону, и Ньютон согласился с ним, указывая, что ограниченная по размерам Вселенная сжалась бы в единый ком, а бесконечная Вселенная имеет много центров гравитационного сжатия [теперь известно, что это не совсем так]. Важнейшее дополнение к теории звездообразования сделал Джеймс Хопвуд Джинс (1877-1946). В работе "Устойчивость сферической туманности" (1902) он показал, как гравитации противостоит давление газа, т.е. "стремление" частиц газа разлететься по всей Вселенной. Идеи Джинса в той или иной степени лежат в основе почти всех последующих подходов к звездообразованию. Можно сказать, что современная теория звездообразования в основе своей создана именно Джинсом. Ниже приводится перечень основных гипотез и теорий звездообразования в хронологической последовательности [Сурдин, 1999]:

1. ВИХРЕВАЯ ГИПОТЕЗА ЭПИКУРА-ДЕКАРТА (III-IV вв. до н.э. - первая половина 17 в.)

Вихревое движение эфира захватывает и сжимает вещество будущих звёзд. В своём классическом варианте эта гипотеза теперь не рассматривается [Сурдин, 1999], но, вероятно, вихревое движение межзвёздного вещества может играть какую-то роль на ранних этапах его сгущения. Кроме того, вихревым движением может определяться изначальный вращательный момент той части облака, которая сжимается в конкретную звезду [Ю.Н.].

2. АККУМУЛЯТИВНАЯ ГИПОТЕЗА БЕНТЛИ-НЬЮТОНА (1692)

Аккумуляция звёзд происходит в результате притяжения между частицами вещества, и, т.к. пространство бесконечно, возникает не один, а много притягивающих центров. Классический вариант этой гипотезы устарел, т.к. в нём не учитывается движение частиц газа, в результате которого эти частицы стремятся разлететься во все стороны. Но самая суть гипотезы не отвергнута.

3. ДЖИНСОВСКАЯ ТЕОРИЯ ГРАВИТАЦИОННОЙ НЕУСТОЙЧИВОСТИ [ДОЗВЁЗДНОГО ВЕЩЕСТВА] (Джеймс Хопвуд Джинс, 1877-1946, работа "Устойчивость сферической туманности", 1902)

Существуют критические размер и масса газовых уплотнений (джинсовские размер и масса), при которых облако способно к гравитационному коллапсу, т.к. гравитация может преодолеть давление частиц газа. В отсутствие давления гравитация вызвала бы коллапс за время свободного падения, а в отсутствие гравитации газовое облако расширялось бы до определённого радиуса за определённое динамическое время. Теория Джинса показала, что известные в то время эмиссионные туманности из-за своей нагретости и разреженности не могут быть местами формирования звёзд, а более холодные и плотные туманности ещё не были открыты. Поэтому Джинс считал, что звёзды рождались в далёком прошлом, и построил длинную шкалу эволюции Вселенной (1013-1014 лет), что было вторым крупным заблуждением космогонии, длившимся три десятилетия. первое крупное заблуждение космогонии - это признание всех туманностей газовыми и т.п. образованиями, дающими начало звёздам и планетам (длилось три столетия, 17-19 века). После открытия в 1940-е годы термоядерных реакций стало ясно, что звёзды молоды и продолжают рождаться в современную эпоху.

4. СОВРЕМЕННАЯ ТЕОРИЯ ГРАВИТАЦИОННОЙ НЕУСТОЙЧИВОСТИ (Е.М. Лившиц, С.Чандрасекар, А.Б.Северный, Я.Б.Зельдович, Дж.Силк и др.)

Учитывает также вращение и расширение газа, присутствие звёзд, магнитного поля и космических лучей, но в основе своей имеет формулы Джинса. Последующие идеи о формировании звёзд, которые рассматриваются в данном списке ниже, базируются на той же теории гравитационной неустойчивости и по сути являются её вариантами и уточнениями. Кроме того, в этих теориях рассматривается роль в звездообразовании межзвёздных облаков, хорошо описанных в первой половине 20 века. Э.Барнард в 1913 г. опубликовал снимки Млечного Пути, где видно 349 светлых и тёмных туманностей. В светлых туманностях газ и пыль освещены звёздами - породившими их, порождёнными ими или случайными соседними. В тёмных - не освещены. В 1946 г. Б.Барт и Э.Рейли открыли на фоне светлых туманностей маленькие чёрные пятна - глобулы, ослабляющие звёздный свет в десятки и сотни раз. Их и приняли поначалу за "протозвёзды", хотя вопрос оказался сложнее.

5. ТЕОРИЯ ПЫЛЕВЫХ КОНДЕНСАЦИЙ (Л.Спитцер, 1941; Ф.Уиппл, 1946).

Локальное увеличение плотности газа сначала приводит к росту пылинок, после чего уплотнение становится менее прозрачным, и тогда свет своим давлением со всех сторон начинает сжимать это уплотнение. Но потом в Галактике было открыто сильное турбулентное движение вещества, которое должно перемешать пыль и воспрепятствовать её коллапсу.

6. ТЕОРИЯ АККРЕЦИИ (1940-е годы)

Карл Вейцзеккер - аккреция газа на пылевые ядра; Фред Хойл - омоложение старых звёзд при проходе через газопылевое облако. При прохождении через облако наибольшую массу должна приобретать медленно движущаяся звезда, что и наблюдается: массивные звёзды имеют наименьшие хаотические скорости. Но к этому времени уже были открыты глобулы, а в них не так много пыли. Значит, сжатию подвержены именно газовые облака. Были и другие причины, из-за чего теория аккреции была отвергнута.

7. ТЕОРИЯ ОБЖИМАНИЯ ТЁМНЫХ КОНДЕНСАЦИЙ (Бирман и Шлютер, 1954; Оорт и Спитцер, 1955)

Если в неоднородной межзвёздной среде появляется яркая ОВ-звезда, то она создаёт вокруг себя ионизированную область (зону Стремгрена), в которой непрогретыми остаются лишь непрозрачные уплотнения газа. Нагретый газ обжимает эти уплотнения до гравитационного коллапса. А звезда нагревает обращённую к ней сторону коллапсирующих облаков, из-за чего разогретый здесь газ, оттекая, вызывает реактивный эффект, и облака начинают разлетаться от звезды. Так возникают расширяющиеся ассоциации молодых звёзд, что и наблюдается.

8. ТЕОРИЯ ФРАГМЕНТАЦИИ (Фред Хойл, 1953; Хантер, 1962), или теория гравитационной неустойчивости и фрагментации

Облако (в т.ч. "зародыш" галактики), сжимаясь, начинает вращаться быстрее, из-за чего делится пополам, пополам и т.д. вплоть до распада на протозвёзды. Известно также, что при свободном гравитационном сжатии несферического облака его несферичность усиливается: сплюснутый сфероид превращается в диск, а вытянутый сфероид - в "сигару", которая распадается на цепочку фрагментов.

Для признания теории поначалу не доставало наблюдательных данных, а потому появлялись и другие ("нетрадиционные") теории звездообразования: по Крату (1952) звёзды образуются путём сжатия тёмных планетообразных тел; по Амбарцумяну (1953) - в результате распада гипотетических дозвёздных тел. Признания эти теории не нашли.

9. ПАРКЕРОВСКАЯ НЕУСТОЙЧИВОСТЬ

Концентрация вещества в магнитных "ямах". Газ поддерживается в устойчивом состоянии не только за счёт давления, но и упругостью "вмороженного" в него магнитного поля. Если небольшая область на краю облака случайно уплотнится, то она опустится под действием тяжести, увлекая за собой магнитное поле в виде "ямы". В "ямы" начнут стекать новые порции газа, усиливая её углубление. А рядом с "ямами" более разреженный газ "всплывёт" вместе с силовыми линиями в виде выгнутых арок.

10. ТЕПЛОВАЯ НЕУСТОЙЧИВОСТЬ

При наличии внешних источников энергии однородный газ разделяется на плотные холодные облака и горячий разреженный газ между ними.

11. ИНИЦИИРОВАНИЕ ЗВЕЗДООБРАЗОВАНИЯ УДАРНЫМИ ВОЛНАМИ

Если движение газа в межзвёздной среде происходит быстрее скорости звука, возникают резкие скачки плотности, распространяющиеся в виде ударных волн. Ударные волны могут быть вызваны взрывом сверхновой, звёздным ветром, галактической спиральной волной, столкновением облаков и т.д. Уплотнение газа ударной волной инициирует звездообразование. Звездообразование приводит к появлению молодых массивных звёзд, которые быстро "прогорают" и взрываются в качестве сверхновых, передавая волну звездообразования дальше.

Обычно в современных моделях звездообразования рассматривается комплекс идей, рассмотренных выше, но, как уже говорилось, главная идея - идея противоборства гравитации и давления газа - принадлежит Джинсу, и появилась она в самом начале 20 в.

ПРИЗНАКИ ЗАЕЗДООБРАЗОВАНИЯ

Признаками звездообразованияявляются:

  1. массивные звёзды;
  2. окружающие их эмиссионные туманности, т.е. туманности, выпускающие струи газа (и то, и другое хороший индикатор для соседних галактик, но не для плоскости Млечного Пути из-за поглощения света);
  3. инфракрасное излучение пыли, нагретой горячими звёздами (видно и в плоскости Нашей Галактики);
  4. радиоизлучение компактных областей ионизированного водорода (областей H II), возникающее при образовании нейтральных атомов из частиц с противоположными зарядами (радиорекомбинационное излучение);
  5. радиоизлучение газопылевых дисков вокруг формирующихся и новорожденных звёзд;
  6. доплеровское расщепление молекулярных линий во вращающемся диске вокруг таких звёзд;
  7. доплеровское расщепление молекулярных линий тонких быстрых струй (джетов), вырывающихся из этих дисков (с их полюсов) со скоростью примерно 100 км/с;
  8. наличие ассоциаций, скоплений и звёздных комплексов с массивными звёздами (массивные звёзды почти всегда рождаются большими группами);
  9. общее увеличение светимости галактики в далёком инфракрасном диапазоне из-за наличия там массивных звёзд;
  10. наличие крупных молекулярных облаков (индикатор охлаждения и уплотнения межзвёздной среды, т.е. готовности её к формированию звёзд, хотя и не индикатор звездообразования);
  11. наличие глобул (тоже индикатор готовности к звездообразованию).
Но звёзды малых масс нередко формируются поодиночке, а потому заметить их удаётся на расстоянии не более 1 килопарсека от Солнца, т.е. перечисленные индикаторы имеют отношение, в основном, к массивным звёздам или к смешанным группам [Сурдин, 1999].

ОЧАГИ ЗВЕЗДООБРАЗОВАНИЯ

В Нашей Галактике около 70% звёзд рождается сейчас в спиральных рукавах, 10% - в пространстве между рукавами (тоже в галактической плоскости), 10% - в районе центра Галактики, 10% - в гало вне галактической плоскости [Сурдин, 1999]. Это означает, что интенсивность звездообразования в спиральных рукавах почти в 30 раз выше, чем в межрукавном пространстве, т.к. рукава занимают лишь около 20% объёма галактического диска. Так как эти же рукава составляют не более 1% объёма всей Галактики, можно сказать, что звездообразование в них происходит в 70 раз (или, что корректнее, примерно в 100 раз) интенсивнее, чем в Галактике в целом, в 200-250 раз интенсивнее, чем в Галактике без учёта рукавов, а также в 700 раз (или примерно в 1000 раз) интенсивнее, чем в гало вне галактической плоскости. Наверное, читатель понимает, что цифры эти приблизительные, т.к. спиральные рукава не резко переходят в межрукавное пространство, а галактический диск столь же не резко - в пространство вне галактической плоскости [Ю.Н.]. Наибольшая интенсивность звездообразования наблюдается на расстоянии от 3,5 до 6,5 килопарсеков от центра Галактики, т.е. в "кольце звездообразования", расположенном внутри солнечной орбиты. Это кольцо представляется нам как область Млечного Пути, протянувшаяся на 60 градусов в обе стороны от центра Галактики [Сурдин, 1999].

В пределах спиральных рукавов очаги звездообразования тоже распределены неравномерно. Они образуют комплексы размером 200-500 парсеков, в которых особенно много молодых звёзд, областей ионизированного водорода и плотных молекулярных облаков межзвёздной среды.

Отдельные очаги звездообразования, как уже говорилось, находятся и вне спиральных рукавов, хотя там их гораздо меньше. Так, например, в редких случаях встречаются "независимые" плотные и массивные молекулярные облака, и звёзды рождаются в них с той же интенсивностью, как и в спиральных рукавах [Сурдин, 1999]. Они могут быть на расстояниях до 15-20 килопарсеков от центра Галактики и на высотах до 1-2 килопарсеков от плоскости Галактики.

Вне Нашей Галактики были описаны очень крупные скопления молодых звёзд (сотни, тысячи). Их называют звёздными сверхскоплениями, или сверхассоциациями, или голубыми шаровыми скоплениями, или богатыми голубыми скоплениями. Это области недавнего бурного звездообразования, вспышки звездообразования.

Неравномерность и иерархичность в распределении молодых звёзд связаны с аналогичными характеристиками облачной структуры межзвёздной среды. Так, например, звёздные скопления связаны со своими предшественниками - ядрами гигантских молекулярных облаков, а звёздные облака и комплексы в сотни парсеков - с комплексами гигантских молекулярных облаков, объединёнными в недрах сверхоблаков нейтрального водорода (H I).

Области бурного звездообразования обнаруживаются:

  1. в ядрах крупных галактик;
  2. на концах спиральных рукавов (гигантские межгалактические области ионизированного водорода диаметром до 1 килопарсека и иногда с 1000 молодых звёзд классов O и B;
  3. на периферии неправильных галактик;
  4. в карликовых галактиках в качестве единственного очага звездообразования (H II-галактики).

ГЛОБУЛЫ

Звездообразование, как теперь выяснено, тесно связано с глобулами и ядрами гигантских молекулярных облаков, а поэтому поговорим о них подробней.

Глобулы открыты в середине 20 в., они обнаружились на фоне светлых туманностей [Сурдин, 1999]. Это компактные и почти шаровидные тёмные туманности размером от 5 до 50 тысяч астрономических единиц [Дагаев, 1955б], т.е. очень маленькие объекты в галактических масштабах. Звёздный свет ослабляется ими в десятки и сотни раз [Сурдин, 1999]. Чем больше глобула, тем меньше света она поглощает. Значит, глобулы эволюционируют в сторону сжатия и уплотнения, т.е. коллапсируют, хотя, как позднее выяснилось, всё не так просто. Поэтому глобулы рассматривались в качестве "протопротозвёзд". Теперь мы знаем, что иногда глобулы долгое время остаются в стабильном состоянии [Сурдин, 1999]. В настоящее время выяснено, что глобулы рассеяны по всему Млечному Пути, но концентрируются в областях, где много тёмных туманностей. Всего в Галактике должно быть около 30 000 крупных глобул. Размеры крупных глобул часто бывают от 0,5 до 1,5 парсека, а массы от 10 до 140 солнечных, хотя недавно были открыты и миниглобулы, из которых звёзды возникнуть не могут. Так как внутри глобул нет горячих звёзд, они теплее снаружи, где нагреваются звёздным светом и космическими лучами. Гравитационная энергия глобул обычно близка к кинетической энергии газовых потоков и к энергии теплового движения молекул. По-видимому, энергия магнитного поля в глобулах тоже способствует их стабильности (магнитное поле не затухает, т.к. звёздное излучение извне проникает в глобулу, поддерживая ионизацию газа). Движение газовых потоков, давление газа и магнитное поле долгое время удерживают глобулы от сжатия. Но если какая-нибудь сторонняя сила (например, свет недавно родившейся яркой звезды) чуть-чуть сожмёт глобулу, то её прозрачность уменьшится и магнитное поле начнёт затухать. Это может привести к коллапсу глобулы и образованию нескольких звёзд. На поверхности глобул иногда видны РИМЫ - ободки и выступы из ионизированного газа. Они возникают под влиянием соседних ярких звёзд и являются признаком нарушения стабильности. Стимулированное звездообразование протекает активней, чем самопроизвольное. Волна сжатия может пройти 0,1 парсека примерно за 10 тысяч лет, в результате чего звездообразование охватит значительную часть глобулы. Происхождение глобул не выяснено, но, вероятно, они связаны с разрушением более массивных облаков [Сурдин, 1999].

ГИГАНТСКИЕ МОЛЕКУЛЯРНЫЕ ОБЛАКА (ГМО) - это особый класс молекулярных облаков, тоже ответственных за звездообразование. Подробное их описание приведено в сводном конспекте о галактиках, и сейчас достаточно сказать, что размеры этих образований составляют от 10 до 50 парсеков, а массы - до миллиона и более солнечных, т.е. они несоизмеримо больше глобул. В Галактике их до 6000. Среди них различаются:

  1. ХОЛОДНЫЕ ГМО (5-10 градусов Кельвина, во всём галактическом диске);
  2. ТЁПЛЫЕ ГМО (11-30 К, только в рукавах). С очагами звездообразования связаны именно тёплые ГМО.
Звездообразование происходит в их ядрах, или конденсациях. Конденсации дают начало звёздным агрегатам - скоплениям, ассоциациям, кратным звёздам и т.д. Ядра бывают в сотни раз плотней облака в целом. Инфракрасный спектр некоторых ядер указывает, что внутри них уже появилась молодая звезда или протозвезда. Иногда ядра бывают двойными, что говорит о гравитационной фрагментации. Такие ядра - предшественники двойных звёздных скоплений. Иногда сближенных ядер так много, что правильней говорить о МОЛЕКУЛЯРНЫХ КОМПЛЕКСАХ [Сурдин, 1999].

Коллапс небольшого молекулярного облака (или, точнее, его маленькой части) может привести к формированию либо одиночной звезды, либо двойной или кратной системы, либо звезды с протопланетным диском. Это зависит от массы облака, но ещё больше - от вращательного момента. При малом моменте возникнет одиночная звезда без планет, при среднем - планетная система (много вещества выбрасывается центробежной силой в протопланетный диск), а при большом - звёздная система (происходит фрагментация облака) [Сурдин, 1999].

Недавно звездообразование открыто и во внегалактическом пространстве [Вибе, 2003г]: см. описание скопления галактик в созвездии Девы в конспекте о звёздных системах. Но, конечно, это бывает в исключительных случаях. Газа в упомянутом галактическом скоплении много и между галактиками.

МАССА РОЖДАЮЩИХСЯ ЗВЁЗД

До сих пор не ясно, от чего зависит масса рождающейся звезды [Сурдин, 2000а]. Если от плотности и температуры газа, то в разных облаках должны рождаться разные звёзды, а в одном и том же - одинаковые, чего, однако, не наблюдается: звёзды, родившиеся вместе, резко различаются по массе.

Какое-то время полагали, что по мере звездообразования меняются условия в родительском облаке, из-за чего в несколько разное время рождаются звёзды разной массы. Это означает, что разноразмерные звёзды в пределах одного очага звездообразования должны иметь чуть-чуть разный возраст.

Проверить это трудно, т.к. родительские газопылевые облака, как правило, скрывают от астрономов первые этапы жизни звёзд. Но, если звездообразование очень интенсивное, взрывообразное, то родительское облако разрушается быстрее, обнажая более ранние стадии звездообразования. К сожалению, областей взрывного звездообразования вблизи нас мало: одна - в Нашей Галактике (звёздно-газовый комплекс NGC 3603), а другая - в Большом Магеллановом Облаке (NGC 2070 в туманности Тарантул). Первая область была обследована новым 8-метровым телескопом Европейской южной обсерватории в инфракрасном диапазоне, в котором пыль ослабляет излучение в 2 раза, а не в 80, как в видимом [Сурдин, 2000а].

Оказалось, что, вопреки теоретическим прогнозам, маломассивные звёзды формируются вместе с массивными в едином эпизоде звездообразования [Сурдин, 2000а]. Вопрос о том, что влияет на массу рождающихся звёзд, остался открытым.

В тот же телескоп была обследована глобула B68 в Змееносце [Сурдин, 2000в]. До неё "всего" 500 световых лет. Суммарная масса пылинок в ней 0,03 солнечной. Так как газа всегда в 100 раз больше, то полная масса глобулы - 3 солнечной, что достаточно для образования дюжины небольших звёзд. Пыль, расположенная в плоскости Галактики скрывает одну четверть Вселенной, но мы научились видеть сквозь пыль (в инфракрасном свете), а потому есть надежда, что вопросы, связанные с массой рождающихся звёзд, вскоре будут решены.

Характерная масса молодых звёзд в диске Галактики - около половины солнечной. Средняя масса звёзд в скоплениях и вне их примерно одинаковая [Сурдин, 1999].

Пока астрономы не нашли эмпирического объяснения факту одновременного рождения звёзд разного размера, могу предложить следующую умозрительную гипотезу. Наверное, в глобулах и ядрах молекулярных облаков, наряду с упорядоченным движением молекул газа вокруг общего центра масс и совсем хаотическим тепловым движением, имеется также вихревое движение газа (турбулентность). Оно порождается самыми разными причинами, но, в основном, гравитационным воздействием соседних объектов (звёзд, облаков), а также их излучением, если это звёзды. Развивается же оно по своим собственным законам, формируя сложную систему вихрей. Когда происходит обособление уплотнений, дающих начало отдельным звёздам, каждое такое уплотнение имеет свои размеры и своё вращение, унаследованные от вихревых газовых струй. Параметры конкретного уплотнения случайны. Из больших и малоподвижных уплотнений формируются крупные звёзды, из маленьких или быстро вращающихся и потому подверженных фрагментации - звёзды поменьше или небольшие их группировки [Ю.Н.].

ЗВЕЗДООБРАЗОВАНИЕ может быть спонтанным и стимулированным (инициированным, индуцированным), хотя граница между ними иногда условна. Волна звездообразования может распространяться по вытянутому молекулярному облаку, пересекать спиральный рукав (у внутреннего края, куда втекает газ и где он уплотняется, звёзды моложе, чем у внешнего края, где эволюция массивных звёзд заканчивается), иметь хаотический характер (в неправильных галактиках), приводить к вспышке звездообразования с возникновением галактического ветра. Взаимодействие массивной звезды с межзвёздной средой происходит через излучение (с формированием зоны Стремгрена, где газ ионизирован и обжимает уплотнения), звёздный ветер и взрыв в конце эволюции. Вокруг группы сверхновых образуется единая расширяющаяся сверхоболочка [Сурдин, 1999].

Вокруг молодой звезды образуется плотная область молекулярного газа, которая по градиенту плотности быстрее всего расширяется в сторону ближайшего края родительского облака. Там появляется выпуклость, которая стремительно расширяется и выбрасывает в межоблачное пространство поток горячего газа. Это МОДЕЛЬ ШАМПАНСКОГО. Пример - Туманность Ориона на краю молекулярного облака Orion A [Сурдин, 1999]. На Европейской южной обсерватории недавно удалось заснять "момент" выброса газа из "бутылки": посреди тёмной туманности RCW 108, заметной на фоне Млечного Пути в южном созвездии Жертвенник, видна округлая компактная яркая область и менее яркий выброс с одного края [Сурдин, 2001б].

Считается, что в Нашей Галактике за год формируется около дюжины новых звёзд [Сурдин, 2000а].


<< Движение звёзд   |  Оглавление  |  Околозвёздное вещество >>
Публикации с ключевыми словами: звезды - звездообразование
Публикации со словами: звезды - звездообразование
См. также:
Все публикации на ту же тему >>

Мнения читателей [11]
Оценка: 3.0 [голосов: 256]
 
О рейтинге
Версия для печати Распечатать

Астрометрия - Астрономические инструменты - Астрономическое образование - Астрофизика - История астрономии - Космонавтика, исследование космоса - Любительская астрономия - Планеты и Солнечная система - Солнце


Астронет | Научная сеть | ГАИШ МГУ | Поиск по МГУ | О проекте | Авторам

Комментарии, вопросы? Пишите: info@astronet.ru или сюда

Rambler's Top100 Яндекс цитирования