додати матеріал


Сонце його фізичні характеристики та вплив на магнітосферу 2

[ виправити ] текст може містити помилки, будь ласка перевіряйте перш ніж використовувати.

скачати

Федеральне агенство з освіти
Державна освітня установа
Вищої професійної освіти
«УРАЛЬСЬКИЙ ДЕРЖАВНИЙ ПЕДАГОГІЧНИЙ
УНІВЕРСИТЕТ »
Факультет фізичний
Реферат
з предмету «Концепції сучасного природознавства»
Єкатеринбург 2009

Зміст
Введення
1. Сонце
1.1 Сонце як зірка
1.2 Загальна структура Сонця
2. Внутрішня будова Сонця
3. Термоядерні реакції на Сонці
4. Фотосфера Сонця
5. Хромосфера Сонця
6. Сонячна корона
7. Спалахи, протуберанці і корональні арки
8. Сонячні плями
9. Сонячний вітер
10. Магнітне поле
10.1 Експериментальні методи.
10.2. Варіації галактичних космічних променів
10.3 Структура магнітосфери
10.4 Динаміка магнітосфери
10.5 магнитосферная суббурі
10.6 Полярні сяйва
Висновок

Введення
На сторінках наукової літератури останнім часом часто зустрічається термін сонячно-земна фізика, сенс якого кожен фахівець розуміє по-своєму. Систематично використовують цей термін фахівці, що займаються фізикою Сонця, геомагнітного поля, верхньої атмосфери. Все більший інтерес до сонячно-земної фізики проявляютметеорологі і кліматологи, біологи і медики, гідрологи і океанологи, ботаніки й зоологи. Немає єдиної думки, чи є вказане науковий напрямок виникли нещодавно або дослідження тут тривають вже сторіччя. Нижче запропоновано визначення сонячно-земної фізики як сукупності наук і перераховані входять до неї напряму. Наведено деякий перелік досягнень: гіпотез, розробок і відкриттів, які відзначають відомі віхи в історії цієї сукупності наук і дають певне уявлення про коло аналізованих нею проблем і завдань. Описано відмітні особливості сонячно-земної фізики. Визначення Сонячно-земна фізика (надалі СЗФ) - це сукупність наук, які вивчають явища та процеси, що відбуваються на Сонці, і вплив Сонця на навколоземний космічний простір і планету Земля. Сонце є основним джерелом гравітаційної енергії всолнечнойсістеме і основним джерелом енергії, що надходить на Землю в хвильовому і корпускулярном випромінюванні. Всі зміни у фізичному режимі Сонця знаходять відображення в стані навколоземного космічного простору і планети Земля. СЗФ вивчає закони та закономірності фізики Сонця і проявів впливу Сонця на навколоземний простір і планету Земля з метою розкриття сутності цих явищ, розуміння фундаментальних основ світобудови і забезпечення інженерного діяльності на планеті і в ближньому космічному просторі. Коло явищ і процесів, що розігруються в навколоземному просторі, на планеті і в її оболонках під впливом Сонця, дуже великий і різноманітний. Тому до числа наукових дисциплін, що складають згадану сукупність, відносяться теоретична фізика, фізика плазми, космічна фізика, фізика верхньої атмосфери, геомагнетизм, метеорологія, кліматологія, геотектоніка та ін Закінчення корональної плазми (сонячний вітер) відіграє визначальну роль у стані навколоземного космічного простору і магнітосфери. Процеси, що відбуваються в цих областях, висувають багато проблем, загальних для фізики Сонця, фізики магнітосфери, фізики плазми та астрофізики. Дуже різноманітне вплив сонячного електромагнітного і корпускулярного випромінювання на атмосферу Землі. Випромінювання в рентгенівському та ультрафіолетовому діапазонах визначає стан верхніх шарів атмосфери: частково мезосфери на висотах більше 65 км і термосфери (висоти 90 - 400 км ). Питання та проблеми, що виникають при вивченні цих областей простору, відносяться до фізики плазми, фізики верхньої атмосфери, радіофізиці і кліматології. В оптичному і, частково, інфрачервоному діапазонах зосереджена основна частина спектральної щільності випромінювання. Ця частина сонячної радіації трансформується при енергообміну в середній та нижній атмосфері. Енергообмін є найважливішим чинником для загального перебігу процесів в нижній і середній атмосфері, а значить і для безлічі приватних гідрометеорологічних явищ. Відома зв'язок гідрометеорологічного режиму із загальною циркуляцією атмосфери і зв'язок загальної циркуляції атмосфери з сонячної діяльністю призводять до широкого поширення фізико-географічних проявів сонячної активності. Мають місце систематичні екзогенні явища. З'являються тут численні завдання і проблеми вирішуються в рамках метеорології, кліматології, гідрології та фізичної географії. Грунтовне виклад порушених вище питань можна знайти в численних оглядах і монографіях, таких як. Є аргументовані вказівки, що сонячна активність може проявлятися як геологічний фактор. Ці прояви можуть пояснюватися великими варіаціями екзогенних явищ, що визначаються, зокрема, метеорологічними процесами і палеокліматичні коливаннями (танення або освіту льодовиків). Це твердження, опис підтверджують його фактів і аналіз відповідних публікацій наведено в. СЗФ є однією з найдавніших сукупностей наук. Як тільки людина усвідомила себе істотою розумною, у нього негайно з'явилася маса питань щодо навколишнього середовища, щодо навколишнього світу. Що це за світ, де ми існуємо, як він улаштований, які причинно-наслідкові зв'язки мають місце і як саме вони діють - які закони управляють навколишнім середовищем, як правильно описати стан цього середовища і як прогнозувати її поведінку? СЗФ і астрономія - сестри-близнюки, але завдання у цих наук різні, і розвивалася кожна з них своїм шляхом. Вся історія СЗФ це безперервне взаємно наздоганяючий і взаємно стимулює розвиток фундаментальних і прикладних досліджень.
Завдання
В даний час наукове співтовариство має в своєму розпорядженні глобальною мережею гідрометеорологічних, магнітних, іоносферних, сонячних, сейсмічних та інших станцій, обсерваторій та експедицій, які виконують безперервні спостереження за станом електромагнітного поля Землі, станом атмосфери на різних висотних рівнях, сонячною активністю, сейсмічною активністю і багатьма іншими процесами та об'єктами СЗФ. Впорядкування роботи всіх станцій і обсерваторій в частині програм спостережень, первинної обробки одержуваного матеріалу, зберігання і використання цих експериментальних матеріалів було виконано в ході реалізації ряду міжнародних наукових проектів, починаючи з Міжнародного Геофізичного Року. Організовані в 1956-57гг. Міжнародні Центри Даних мають в даний час великі масиви матеріалів спостережень і виконують обмін цими матеріалами між організаціями-учасниками спостережних програм. Останнім часом такий обмін успішно виконується в телекомунікаційній мережі Інтернет. Отримувані експериментальні матеріали використовуються різними науковими установами для виконання фундаментальних досліджень і спеціальними організаціями - прогностичними центрами - для потреб народного господарства. Гідрометеорологічними прогнозами різної терміновості забезпечуються міські та сільські регіони, прогнозами умов короткохвильового зв'язку, умов роботи бортових і наземних технологічних систем, ситуацій, що представляють загрозу для людського життя чи здоров'я, забезпечуються відповідні організації та служби. У РФ забезпечення потреб народного господарства виконує федеральна служба з гідрометеорології та моніторингу навколишнього середовища. Дослідження з СЗФ проводяться в даний час в багатьох наукових установах різних країн. Відоме місце в цих роботах посідає Інститут сонячно-земної фізики Сибірського Відділення РАН. Створений на базі найстарішої магнітно-метеорологічної обсерваторії Росії ІСЗФ СО РАН має тепер потужну експериментальну базу і виконує велику програму спостережень та досліджень з усіх дисциплін СЗФ. Вивчено велике коло явищ і процесів на Сонці, в ближньому космічному просторі і атмосфері Землі. Запропоновано теоретичні пояснення та фізичні механізми цих явищ, розроблено ряд послідовно ускладнюються за обсягом врахованих параметрів і процесів моделей глобального розподілу параметрів системи Сонце-магнітосфера-іоносфера-атмосфера. Отримано переконливі докази визначального впливу сонячних процесів на стан навколоземного простору, магнітосферно-іоносферного взаємодії і метеорологічних ефектів в іоносферних процесах. Створено передумови розробки єдиної моделі фізичної системи Сонце-Земля. Внесений значний внесок у розвиток і становлення СЗФ. Основною, фундаментальною завданням СЗФ є дослідження на основі багаторічних спостережень однорідних, явищ і процесів на поверхні Сонця, поширення потоку сонячного випромінювання в спокійних і збурених умовах в просторі на ділянці від Сонця до Землі і вплив цього випромінювання на магнітосферу, атмосферу і гідросферу; вивчення магнітосферно -іоносферних взаємодій, вивчення формування і протікання процесів в атмосфері на всіх висотних рівнях у планетарному масштабі, взаємодії атмосфери та гідросфери, вивчення климатообразующих факторів і процесів, що формують погоду, дослідження антропогенних впливів на навколишнє середовище і розробка відповідних теоретичних питань. Це необхідно для забезпечення чіткої і точною інформацією про навколоземний простір всіх видів діяльності людини в цьому середовищі. Успіхи і досягнення в перерахованих областях СЗФ розширять наші уявлення про будову і еволюцію Всесвіту і навколишнього середовища, поглиблять і уточнять розуміння єдності фізичного світу, відкриють нові ресурси, зроблять зрозумілими процеси формування погоди, клімату і стану ближнього космічного простору і будуть сприяти розвитку суміжних наукових дисциплін .

1. Сонце
Сонце - центральне тіло нашої планетної системи, виникло близько 4.7 млрд. років тому разом з іншими планетами.
1.1 Сонце як зірка
Сонце - найближча до Землі зірка, є рядовий зіркою нашої Галактики. Це карлик головної послідовності діаграми Герцшпрунга-Рессела. Належить до спектрального класу G2V.
Її фізичні характеристики:
· Маса 1.989 1030 кг
· Радіус 696 тис. км
· Температура поверхні 5780 K;
· Видимий радіус 31 '
· Кутовий масштаб 725км на 1 "
· Середня щільність 1.41 кг / м 3
· Світність 3.85 1026 Вт
· Ефективна температура 5779 К
· Період обертання (синодичний) - від 27 добу. на екваторі до 32 діб. біля полюсів
· Прискорення вільного падіння в фотосфері 274 м / с 2.
· Параболічна швидкість втечі 617.7км / с
· Середня відстань від Землі (астрономічна одиниця -а.е.) приблизно 149.6 млн. км.
З Сонячні постійна - визначається як повна кількість променистої сонячної енергії, що проходить за одиницю часу через одиницю площі, перпендикулярної напрямку на Сонце і розташовану за межами земної атмосфери
У множачи цю величину на площу сфери з радіусом в 1 а. е., отримаємо повну кількість енергії, випромінюваної Сонцем в усіх напрямках в одиницю часу, тобто його болометричний світність.   Вона дорівнює 3,84 * 1026 Дж / с, (3.8 * • 1033 ерг / с), або 3,8 * • 1026 Вт Одинична майданчик у фотосфері Сонця розміром в 1 м2 випромінює 63.1 МВт.
1.2 Загальна структура Сонця
· Енерговиделяющее ядро ​​(від центру до відстані у чверть радіуса)
· Область променистої теплопровідності (від 1 / 4 до 2 / 3 радіуса)
· Конвективна зона (остання третина радіуса)
Вище конвективної зони починаються безпосередньо спостережувані зовнішні шари атмосфери Сонця.
Обертання Сонця відбувається навколо деякої осі, перпендикулярній площині сонячного екватора.
Сонячний екватор утворює з площиною екліптики кут в 7o15 "і від нього відраховують геліографічних широти на Сонце. На екваторі лінійна швидкість обертання Сонця становить близько 2 км / c.
Обертання Сонця має важливою особливістю: його кутова швидкість, яка визначається за переміщенням плям, зменшується в міру віддалення від екватора в середньому за законом
ω = 14.4o-2.7sin2φ,
де φ - широта геліографічних, а ω - кут повороту за добу. Відповідний сидеричний період (щодо нерухомих зірок) становить близько 25 днів на екваторі і сягає 30 днів поблизу полюсів. Земля рухається навколо Сонця в ту ж сторону, і період обертання Сонця щодо земного спостерігача (синодичний період) становить майже 27 днів на екваторі і 32 дня біля полюсів.
Вісь обертання Сонця нахилена до площини екліптики, кут між площиною сонячного екватора й площиною екліптики 7o 15 ', а довгота висхідного вузла екватора Ω = 73,667 + (t-1850) · 0,01396 °, де t-дата, виражена в роках. Земля перетинає площину сонячного екватора двічі на рік: на початку червня і в кінці грудня.
Протягом першого напівперіоду вона знаходиться в південному півкулі по відношенню до площини сонячного екватора, протягом другого - у північному. Середня швидкість обертання Землі навколо Сонця V = 30 км / с.

2. Внутрішня будова Сонця
Сонце - розпечений газовий кулю, температура в центрі якого дуже висока, настільки, що там можуть відбуватися ядерні реакції. У центрі Сонця температура сягає 15 мільйонів градусів, а тиск в 200 мільярдів разів вище, ніж біля поверхні Землі. Сонце - сферично симетричне тіло, що знаходиться в рівновазі. Щільність і тиск швидко наростають усередину; зростання тиску пояснюється вагою всіх верхніх шарів. У кожній внутрішній точці Сонця виконується умова гідростатичної рівноваги. Тиск на будь-якій відстані від центру врівноважується гравітаційним притяганням. Радіус Сонця приблизно дорівнює 696 000 км . У центральній області з радіусом приблизно в третину сонячного ядра відбуваються ядерні реакції. Потім через зону променевого переносу енергія випромінюванням переноситься з внутрішніх областей Сонця до поверхні. І фотони, і нейтрино народжуються в зоні ядерних реакцій в центрі Сонця. Але якщо нейтрино дуже слабо взаємодіють з речовиною і миттєво вільно залишають Сонце, то фотони багаторазово поглинаються і розсіюються до тих пір, поки не досягнуть зовнішніх, більш прозорих шарів атмосфери Сонця, яку називають фотосферою. Поки температура висока - більше 2 мільйонів градусів, - енергія переноситься променистої теплопровідністю, тобто фотонами. Зона непрозорості, обумовлена ​​розсіюванням фотонів на електронах, простягається приблизно до відстані 2/3R радіуса Сонця. При зниженні температури непрозорість сильно зростає, і дифузія фотонів триває близько мільйона років. Приблизно з відстані 2/3R знаходиться конвективна зона. У цих шарах непрозорість речовини стає настільки великою, що виникають великомасштабні конвективні руху. Тут починається конвекція, тобто перемішування гарячих і холодних шарів речовини. Час підйому конвективної осередку порівняно невелика - кілька десятків років. У сонячній атмосфері поширюються акустичні хвилі, подібні звуковим хвилям в повітрі. У верхніх шарах сонячної атмосфери хвилі, що виникли в конвективній зоні й у фотосфері, передають сонячному речовині частину механічної енергії конвективних рухів і виробляють нагрівання газів наступних шарів атмосфери - хромосфери й корони. У результаті верхні шари фотосфери з температурою близько 4500 K виявляються найбільш «холодними» на Сонці. Як углиб, так і вгору від них температура газів швидко росте. Будь-яка сонячна атмосфера постійно коливається. У ній поширюються як вертикальні, так і горизонтальні хвилі з довжинами в кілька тисяч кілометрів. Коливання носять резонансний характер і відбуваються з періодом близько 5 хвилин. Внутрішні частині Сонця обертаються швидше; особливо швидко обертається ядро. Саме особливості такого обертання можуть приводити до виникнення магнітного поля Сонця.

3. Термоядерні реакції на Сонці
У 1935 році Ханс Бете висунув гіпотезу, що джерелом сонячної енергії може бути термоядерна реакція перетворення водню в гелій. Саме за це Бете отримав Нобелівську премію в 1967 році. Хімічний склад Сонця приблизно такий же, як і у більшості інших зірок. Приблизно 75% - це водень, 25% - гелій і менше 1% - всі інші хімічні елементи (в основному, вуглець, кисень, азот тощо). Відразу після народження Всесвіту «важких» елементів не було зовсім. Всі вони, тобто елементи важче гелію і навіть багато альфа-частинки, утворилися під час «горіння» водню в зірках при термоядерному синтезі. Характерне час життя зірки типу Сонця десять мільярдів років. Основне джерело енергії - протон-протонний цикл - дуже повільна реакція (характерний час 7,9 • 109 років), так як обумовлена ​​слабкою взаємодією. Кожну секунду Сонце переробляє близько 600 мільйонів тонн водню. Запасів ядерного палива вистачить ще на п'ять мільярдів років, після чого воно поступово перетвориться на білий карлик.

4. Фотосфера Сонця
Спостережуване випромінювання Сонця виникає в його тонкому зовнішньому шарі, який називається фотосферою. Товщина цього шару 0,001 R = 700 км . У фотосфері утворюється видиме випромінювання Сонця, що має безперервний спектр. «Видима» поверхня Сонця визначається тією глибиною в атмосфері, нижче за яку вона практично непрозора. Сонце - газова куля, що не має чітких кордонів. Проте ми бачимо його різко окресленим тому, що практично все випромінювання Сонця виходить з фотосфери. Видимий нами світло випромінюється негативними іонами водню. Вони ж його і поглинають, тому з глибиною фотосфера швидко втрачає прозорість. На поверхні Сонця можна розгледіти багато деталей. Вся фотосфера Сонця складається зі світлих зерняток, бульбашок. Ці зернятка називаються гранулами. Розміри гранул невеликі, 1000-2000 км (близько 1 "дуги), відстань між ними - 300-600 км. На Сонці спостерігається одночасно близько мільйона гранул. Кожна гранула існує кілька хвилин. Гранули оточені темними проміжками, як би стільниками. У гранулах речовина піднімається, а навколо них - опускається. Грануляція - прояв конвекції в більш глибоких шарах Сонця. Гранули створюють загальний фон, на якому можна спостерігати незрівнянно більш масштабні освіти, такі, як протуберанці, факели, сонячні плями та ін

5. Хромосфера Сонця
Хромосфера Сонця видно тільки в моменти повних сонячних затемнень. Місяць повністю закриває фотосферу, і хромосфера спалахує, як невелике кільце яскраво-червоного кольору, оточене перлинно-білій короною. Розміри хромосфери 10-15 тисяч кілометрів, а густина речовини в сотні тисяч разів менше, ніж у фотосфері. Температура в хромосфері швидко зростає, досягаючи у верхніх її шарах десятків тисяч градусів. Зростання температури пояснюється впливом магнітних полів і хвиль, які проникають в хромосферу із зони конвективних рухів. На краю хромосфери спостерігаються виступаючі язички полум'я - хромосферні спікули, що представляють собою витягнуті стовпчики з ущільненого газу. Температура цих струменів вище, ніж температура фотосфери. Під час повного сонячного затемнення можна отримати спектр хромосфери, який називається спектр спалаху. Він складається з яскравих емісійних ліній водню бальмеровской серії, гелію, іонізованого кальцію та інших елементів, які раптово спалахують під час повної фази затемнення.

6. Сонячна корона
Сама зовнішня, сама розріджена і найгарячіша частина сонячної атмосфери - корона. Вона простежується від сонячного лімба до відстаней в десятки сонячних радіусів. Незважаючи на сильне гравітаційне поле Сонця, це можливо завдяки величезним швидкостям руху частинок, складових корону. Корона має температуру близько мільйона градусів і складається з високоіонізоване газу. Можливо, причиною такої високої температури є поверхневі викиди сонячної речовини у вигляді петель і арок. Мільйони колосальних фонтанів переносять в корону речовина, нагріте в глибинних шарах Сонця. Яскравість корони в мільйони разів менше, ніж фотосфери, тому корону можна бачити тільки під час повного сонячного затемнення, або з допомогою коронографа. Найбільш яскраву її частину прийнято називати внутрішньою короною. Вона віддалена від поверхні Сонця на відстань не більше одного радіуса. Зовнішня корона Сонця має протяжні кордони. Важливою особливістю корони є її промениста структура. Корональні промені мають найрізноманітнішу форму. З одинадцятирічним циклом Сонця змінюється загальний вигляд сонячної корони. В епоху мінімуму корона має округлу форму, вона як би «причесана». В епоху максимуму корональні промені розкинуті на всі боки.

7. Спалахи, протуберанці і корональні арки
Часто, особливо коли на Сонці є великі групи плям, в хромосфері виникають спалахи. Причини спалахів поки ще погано вивчені; мабуть, вони викликаються різким зміною магнітного поля в хромосфері. Енергія спалаху виділяється у вершині корональної петлі, потім поширюється в бік фотосфери, викликаючи нагрівання і випаровування більш холодних шарів. При цьому випромінювання різко зростає не тільки у видимій області спектру, але і в ультрафіолеті, і в рентгенівської області спектра, збільшується потік космічних променів. Спалахи викликають зміни в магнітному полі Землі і можуть навіть зашкодити системи електропостачання. Іншим проявом сонячної активності є поява плазмових утворень в магнітному полі сонячної атмосфери - волокон. Якщо ці волокна видно на краю Сонця, то вони спостерігаються як протуберанці. Протуберанцями називаються величезні освіти в короні Сонця. Щільність і температура протуберанців така ж, як і речовини хромосфери, але на тлі гарячої корони протуберанці - холодні і щільні освіти. Температура протуберанців близько 20 000 К. Деякі з них існують у короні кілька місяців, інші, що з'являються поруч з плямами, швидко рухаються зі швидкостями близько 100 км / с і існують кілька тижнів. Окремі протуберанці рухаються з ще більшими швидкостями й раптово вибухають; вони називаються еруптивних.

8. Сонячні плями
Плями на Сонці - очевидна ознака його активності. Це більш холодні області фотосфери. Температура плям близько 3500 К, тому на яскравому фоні фотосфери (з температурою близько 6000 К) вони здаються темніше. Сонячні плями мають внутрішню структуру: більш темну центральну частину - ядро ​​- і навколишнє її півтінь. Сонячні плями часто утворюють групи, які можуть займати значну площу на сонячному диску. Встановлено, що плями - місця виходу в атмосферу сильних магнітних полів. Поля зменшують потік енергії, що виходить із ядра, тому в місці їх виходу на поверхню температура падає. Плями зазвичай виникають групами. Плями на Сонці часто бувають оточені світлими зонами, званими смолоскипами. Вони гаряче атмосфери приблизно на 2000 К і мають пористу структуру (величина кожного осередку - близько 30 тисяч кілометрів). Часто зустрічаються факельні поля, усередині яких плям немає. Смолоскипи утворюються в результаті конвекції з глибоких шарів Сонця. Вони існують тижні і місяці. У деяких факельних полях між гранулами з'являється чорна точка, вона починає швидко рости і на наступний день перетворюється на пляму з різкою кордоном. Через 3-4 дні навколо плями утворюється півтінь. До десятого дня площа плями досягає максимуму, після цього воно починає зменшуватися і, нарешті, зникає. У групі плям спочатку зникають самі дрібні плями. Недалеко від плям простягаються темні нитки довжиною аж до сотень тисяч кілометрів. Вони являють собою зони нульового магнітного поля і відокремлюють регіони з протилежного полярністю. У період мінімуму сонячної активності плями з'являються в середніх широтах, в періоди максимуму - близько екватора. Близько полюсів плями практично не спостерігаються. Цикл активності сонячних плям має пряме відношення до земного клімату.

9. Сонячний вітер
Сонце є джерелом постійного потоку частинок. Нейтрино, електрони, протони, альфа-частинки, а також більш важкі атомні ядра всі разом складають корпускулярне випромінювання Сонця. Значна частина цього випромінювання являє собою більш-менш безперервне витікання плазми, так званий сонячний вітер, що є продовженням зовнішніх шарів сонячної атмосфери - сонячної корони. Поблизу Землі його швидкість складає зазвичай 400-500 км / с. Потік заряджених частинок викидається з Сонця через корональні діри - області в атмосфері Сонця з відкритим у міжпланетний простір магнітним полем. Сонце обертається з періодом 27 діб. Траєкторії руху частинок сонячного вітру, що рухаються уздовж ліній індукції магнітного поля, мають спіральну структуру, обумовлену обертанням Сонця. У результаті обертання Сонця геометричній формою потоку сонячного вітру буде архимедова спіраль. У дні сонячних бур сонячний вітер різко посилюється. Він викликає полярні сяйва і магнітні бурі на Землі, а космонавтам не варто в цей час виходити у відкритий космос. Під впливом сонячного вітру хвости комет завжди спрямовані в бік від Сонця. Сонце - могутнє джерело радіовипромінювання. У міжпланетний простір проникають сантиметрові радіохвилі, які випромінює хромосфера, і більш довгі хвилі, які випромінює короною.

10. Магнітне поле
Геоефективним СВ, тобто ефективність передачі енергії СВ в магнітосферу Землі залежить від орієнтації ММП і максимальна при негативній, південної орієнтації і при більших величинах Bz. Якщо ситуація Bz> 0 зберігається більше 30-60 хвилин, можна з великою ймовірністю очікувати розвиток магнітосферної суббурі. У збуреному сонячному вітрі відзначається кілька типів великомасштабної конфігурації ММП - секторна структура, магнітні петлі і пр.
10.1 Експериментальні методи
Перші прямі вимірювання сонячного вітру були зроблені на радянському космічному кораблі в 1959 році (К. І. Грінгауз) простий іонної пасткою. Надалі почали використовувати детектори частинок з усе більш кращим енергетичним, тимчасовим і просторовим дозволом.
10.2 Варіації галактичних космічних променів
Геліосфера, мінливість якої зумовлена ​​процесами на Сонці, в свою чергу впливає на тимчасове і просторове розподіл інтенсивності галактичних космічних променів. Вплив це проявляється у вигляді варіацій космічних променів, що реєструються приладами, встановленими на світовій мережі станцій космічних променів, космічних апаратах, супутниках і аеростатах.
Виділимо наступні класи варіацій в порядку убування періоду: 11-річні варіації, пов'язані з відповідною циклічністю сонячної активності. Інтенсивність космічних променів у роки максимуму сонячної активності на нижче, ніж у мінімумі. Амплітуда варіацій - від 10-50% в залежності від енергетичного діапазону і точки спостереження реєструючого приладу.
Дворічні, річні та сезонні варіації мають меншу амплітуду і відображають зміни сонячної активності, положення орбіти Землі відносно площини екліптики і нахилу земної осі.
27-денні варіації обумовлені неоднорідністю довготні розподілу активних утворень на Сонці і відповідної секторної структурою сонячного вітру.
Форбуш-ефект, зниження інтенсивності ГКЛ під час магнітних бур. Головною причиною є екранування Землі (і, відповідно, наземної реєструючої апаратури) магнітними полями швидкісних потоків сонячного вітру. Амплітуда ефекту може досягати 50%.
Добові варіації пов'язані з анізотропією приходу ГКЛ до Землі, яка у свою чергу створюється структурою магнітних полів геліосфери. Амплітуда добових варіацій - кілька відсотків. На наведеному вище малюнку видно мінливість амплітуди і фази добових варіацій.
Фізичні процеси, що викликають перераховані вище ефекти модуляції космічних променів відомі.
Це перш за все дифузія заряджених космічних променів на неоднорідностях магнітного поля сонячного вітру. Крім того, регулярна складова магнітного поля призводить до ефекту часткової каналізації траєкторій частинок уздовж силових ліній, створюючи анізотропію. І, нарешті, електричні поля, пов'язані з рухом вморожений магнітного поля спокійного сонячного вітру і посилені на фронтах швидкісних потоків, змінюють енергію заряджених часток.
Ефекти гальмування або прискорення невеликі і можуть бути виявлені на низькоенергійних ділянці спектру космічних променів. Докладно про варіації космічних променів див. на сторінці, створеної С.І. Свертіловим.

10.3 Структура магнітосфери
Магнітосферою Землі назвемо оточуюче її космічний простір, на стан якого впливає магнітне поле Землі. Структура магнітосфери визначається взаємодією магнітного поля Землі з сонячним вітром.
Магнітне поле. На зверненої до Сонця стороні потік заряджених часток сонячного вітру зустрічає опір магнітного поля Землі, в результаті утворюється два кордони - плазмова кордон, головний ударна хвиля і магнітопауза за якою починається власне магнітосфера. Ці дві межі поділу перехідною областю.
Власне магнітосферу прийнято ділити на внутрішню, де визначальним є вплив магнітного поля земного диполя і зовнішню, де магнітне поле задається переважно зовнішніми джерелами, струмами, що течуть по межах і всередині магнітосфери. У обурене час важливу роль відіграє перехідна область, де спостерігається динамічна конкуренція полів внутрішніх і зовнішніх джерел.
Структура магнітного поля найменш обурена поблизу Землі. Тут силові лінії мають дипольний характер, щільність енергії магнітного поля набагато більша за густину енергії захоплених частинок. Далі від Землі, вже в максимумі зовнішнього поясу конфігурація значно відрізняється від дипольної, силові лінії підгорнуті з денної сторони і витягнуті на нічний. Перехід від квазідіпольной до хвостової конфігурації в більшості моделей магнітосфери має плавний характер, проте в реальних умовах, особливо в обурені періоди, існує різка межа, для якої характерні швидкі рухи в радіальному напрямку і яка може бути неоднорідна в азимутальном (поперек хвоста) напрямку.
На денній стороні важливим структурним утворенням є Каспі, або, точніше, два Каспі, магнітні воронки в північній і південній півкулі, відкриті для проникнення частинок сонячного вітру.
У хвостовій частині до магнітопауза примикає мантія, потім йдуть частки хвоста, розділені нейтральній площиною. Силові лінії магнітного поля, спрямовані в протилежні сторони поблизу нейтральної площині підходять близько один до одного, створюючи передумови для перез'єднання силових ліній. Здається пересоедінееніе грає важливу роль у динаміці часток у хвості магнітосфери під час збурень.
Плазма. Структури і межі в магнітосфері визначаються не тільки магнітним полем, а й популяціям плазми і енергійних часток. Ближче до Землі розташовується хмара плазми, іменоване плазмосферой. Тут частинки плазми обертаються разом із Землею, що захоплюються електричним полем коротаціі. Кордон плазмосфери нессіметрічна - на вечірній стороні вона віддаляється від Землі, утворюючи вечірній виступ або ріг. Кордон різко окреслена плазмопаузой - областю зниженої щільності плазми. Далі від Землі щільність плазми знову зростає, але це вже нове утворення, плазмовий шар, широка плоска поверхня, що простирається далеко вздовж хвоста магнітосфери аж до орбіти Місяця. Ближня до Землі область плазмового шару лежить на замкнених квазідіпольних силових лініях мангнітного поля і перекривати з областями захоплення і квазізахвата енергійних часток, називається центральним плазмовим шаром. Його кордон з хвостовою частиною плазмового шару проходить на відстані 7-20 Re в залежності від рівня магнітної активності.
На східній і західній межах плазмового шару, що примикають до кордону магнітосфери, виділяють прикордонний плазмовий шар.
Радіаційні пояси. Магнітосфера Землі є резервуаром енергійних часток, електронів та іонів, переважно протонів. Частинки зустрічаються у всіх частинах магнітосфери, проте можна виділити області сталого захоплення - внутрішній і зовнішній радіаційні пояси і область нестійкого або квазі-захоплення.
У зовнішній магнітосфері, в хвості і в Каспі спостерігаються транзієнтної потоки енергійних часток, окремі сплески і фонова радіація, часто підвищена в порівнянні з фоном космічних променів. В окремих подіях підвищений фон пов'язаний з приходом космічних променів сонячного або геліосферного походження.
Рух захоплених або квазізахваченних частинок в пастці можна розділити на три квазінезавісімих гармонійних складових - ларморовской обертання навколо силової лінії, перегони або осциляції вздовж силової лінії між дзеркальними точками і магнітний дрейф навколо Землі. У відсутності збурень і при певному співвідношенні параметрів магнітного поля і частинок встановлюється адіабатичний характер руху і для кожної зі складових зберігаються незмінними певні поєднання параметрів, так звані адіабатичні інваріанти.
Частка вважається стійко захопленої, якщо вона може зробити повний оборот навколо Землі. Для кожного типу частинок, енергії і пітч-кута існує критичну відстань від Землі, далі якого повний оборот теоретично неможливий, траєкторія частки на вечірній або на ранковій стороні йде за магнітопауза. Цей перехід до режиму квазізахвата називають кордоном сталого захоплення. Область сталого захоплення називають радіаційними поясами Землі. Історично склалося поділ на внутрішній і зовнішній радіаційний пояс, хоча провал в інтенсивності електронів, що розділяє ці два пояси, існує лише в обмеженому спектральному діапазоні.
Структура і динаміка радіаційних поясів, механізми прискорення, скидання, дифузії частинок - велика область магнітосферної фізики. У нашому підручнику ці питання висвітлюються в базовому файлі Радіаційні пояси Землі.
Область квазізахвата. Між радіаційним поясом і хвостом магнітосфери розташована область нестійкою радіації або квазізахвата. Кордон сталого захоплення не є різкою навіть для частинок одного сорту, енергії і пітч-кута. Завдяки пітч-кутовий і радіальної дифузії кордон розмазується, і схил зовнішнього радіаційного поясу розтягується на кілька земних радіусів. У результаті перехід до області квазізахвата виходить плавним, відбувається перекриття, і в будь-якої точки зони квазізахвата можна виявити і частки радіаційного поясу, і свежеускоренние частки авроральной радіації або кільцевого струму.
Треба сказати, що до цієї важливої ​​особливо для збуреного часу області ставлення неоднозначне. На багатьох схемах її взагалі немає або вона об'єднана з хвостовою частиною плазмового шару. У багатьох роботах застосовується кілька безликі позначення - внутрішня магнітосфера, геостаціонарна область, навколоземна частина плазмового шару. Назва "авроральних магнітосфера", що відбиває спряженість цій галузі з авроральной зоною, не набуло поширення. Ми будемо тут використовувати термін зона квазізахвата, як відображає головні особливості структури магнітного поля і руху частинок: незважаючи на помірну або сильну дифузію, незбереження адіабатичних інваріантів, енергійні частинки тут захоплені, зберігають три компоненти руху-ларморовской обертання, осциляції вздовж силової лінії та магнітний дрейф , хоча і не замкнутий навколо Землі.
10.4 Динаміка магнітосфери
Магнітосфера Землі рідко знаходиться в спокійному, стабільному стані. Більш часто вона обурена, тобто її межі, поля, плазма і потоки енергійних часток рухаються, міняються, перебудовуються. Обурення діляться на три групи. Полярні обурення зачіпають лише зовнішню магнітосферу, межі, Каспі і хвіст магнітосфери, а в проекції на іоносферу - область полярних шапок, північної і південної. Магнітосферні суббурі відбуваються в прикордонній області між зовнішньою та внутрішньою магнітосферою, в зоні квазізахвата і плазмовому шарі хвоста. У проекції на Землю - це авроральних зона або зона полярних сяйв. Нарешті, магнітні бурі зачіпають всю магнітосферу, великі зміни відбуваються як у внутрішній, так і в зовнішній магнітосфері. Відрізняються ці три типи збурень і по тривалості - полярні обурення швидкоплинні, тривалість окремого події - 5-20 хвилин, ізольована суббурі триває близько години, суббуревое возущеніе з множинним початком - кілька годин. Магнітна буря триває кілька днів і включає в себе і суббурі і полярні обурення.
10.5 магнитосферная суббурі
Термін "суббурі" був введений у 1961р. З-І. Акасофу для позначення авроральних збурень у зоні сяйв тривалістю близько години. У магнітних даних ще раніше були виділені бухтообразние обурення, що збігаються у часі з суббурі в полярних сяйвах. З часом термін "магнитосферная суббурі" об'єднав велику сукупність процесів в магнітосфері та іоносфері.
Розглядаючи суббурі як послідовність процесів накопичення енергії в магнітосфері та вибухового вивільнення енергії, можна визначити дві області, обидві на нічній стороні Землі, де для розвитку вибухової нестійкості можуть виникнути сприятливі умови. Перша область - це хвіст магнітосфери, його частину поблизу нейтрального шару. Тут нестійкість визначається геометрією силових ліній, спрямованих назустріч один одному, що створює можливість перез'єднання силових ліній, при якій виникають сильні індукційні поля, що прискорюють еаряженние частинки.
Область квазізахвата поблизу північного меридіана також покладається сприятливою для розвитку вибухової нестійкості. Тут магнітне поле має квазідіпольную конфігурацію, силові лінії витягнуті в хвіст, але здатні утримувати і накопичувати заряджені частинки в магнітній пастці. Елементарна суббурі складається з трьох фаз: підготовчої (growth phase), активної (active phase) і фази загасання (recovery phase). Вибуховий початок (onset) активної фази виділяється як окремий об'єкт досліджень, крім того, перші 5-15 хвилин активної фази мають самостійне позначення як фаза експансії (expansion phase).
Елементарна ізольована суббурі спостерігається рідко, як правило обурення складається з декількох інтенсифікації, кожна з яких має такі елементи суббурі, як вибуховий початок, експансію і локальні елементи підготовчої фази.
Потужність суббурі можна оцінити за максимальною величиною варіації в Н-складової магнітного поля (Au, Al та Ae - індекси) і по площі охопленого обуренням простору (Кр-індекс), за довжиною експансії суббурі до полюса.
10.6 Полярні сяйва
Апаратура. Науковий аналіз полярних сяйв починався з візуальних спостережень, і до останнього часу запису візуальних спостережень у спеціальному журналі супроводжували всі інші інструментальні вимірювання в серйозних обсерваторіях та експедиціях. Досить давно для дослідження спектру сяйв стали використовуватися спектрографи та спектрометри, серед яких спектральна камера С180S була найбільш поширеною на вітчизняній мережі станцій. Для дослідження змін світіння в часі використовувалися фотометри, в основному на основі фотоелектронних помножувачів в поєднанні з оптичними фільтрами або без них і з різного типу фокусирующими пристроями та тубуса.
У зв'язку з програмою Міжнародного геофізичного року (МГГ) в СРСР була розроблена і впроваджена на мережі станцій проф. МДУ А.І. Лебединським фото камера всього неба, яка довгий час була основним джерелом інформації про просторову еволюції полярних сяйв. В даний час на зміну С180 прийшла телевізійна техніка і тимчасовий дозвіл підвищився від 1 кадру в хвилину до 24 в секунду.
Зони і форми полярних сяйв. Полярні сяйва виникають як наслідок бомбардування атмосфери потоками заряджених частинок, протонів і електронів з енергією від сотень еВ до сотень кеВ. Ці частинки так і називають - авроральних частки або авроральних радіація (див.). Розподіл областей світіння по земній кулі нерівномірно, і відображає особливості будови магнітосфери. Основні зони полярних сяйв показані на рис 3a. Кільцева авроральних зона розташовується несиметрично навколо магнітного полюса, опівночі максимум світіння знаходиться близько 67o, опівдні - 71o. У спокійний час ця основна зона сяйв стягується в тонку лінію, інтенсивність знижується іноді і до субвізуального рівня. У обурене час кільце (або овал) сяйв розширюється, з'являються яскраві динамічні форми.
Магнітні силові лінії від екваторіальної межі миттєво авроральной зони проектуються на на схил зовнішнього радіаційного поясу, в сильних суббурі аж до кордону сталого захоплення, приполюсному межа зони сяйв відповідає фонової кордоні зони квазізахвата енергійних часток. Якщо в зоні сяйв дуги в основному орієнтовані зі сходу на захід, в полярній шапці дуги сяйв витягнуті з півночі на південь і під час суббурі спостерігаються рідше, ніж у магнітоспокойное час. Геометрично сяйва полярної шапки проектуються в частки хвоста магнітосфери і їх динаміка пов'язана з сонячним вітром.
Після того, як в будові магнітосфери були відкриті Каспію - воронки силових ліній, безпосередньо доступні потокам часток сонячного вітру, стали виділяти в особливу групу і касповие сяйва. Вони відрізняються великою висотою світіння і, відповідно, низькими енергіями потоків викликають їх електронів.
Полярні сяйва спостерігаються не тільки у високих широтах, а й досить часто в субавроральной області та епізодично, під час магнітних бур, в середніх широтах. Природа среднеширотной сяйв ймовірно пов'язана з динамікою радіаційного поясу, але досліджені вони явно недостатньо.
Форма і динаміка сяйв - дуги, смуги, дифузні плями і т.д. - Відображають структуру і динаміку плазмових утворень і магнітного поля в авроральной магнітосфері і в цьому плані досить цікаві для розуміння відбуваються там процесів. Треба зазначити, що пік інтересу до опису і класифікації форм сяйв відноситься до тих часів, коли і про існування магнітосфери не було відомо, і тільки зараз спостерігається повернення до дослідження динаміки структур сяйв, що спирається на телевізійні спостереження.
Іоносфера і поширення радіохвиль. Іоносферою називають прикордонну частину атмосфери Землі, в якій рівень іонізації досить великий, щоб надавати помітний вплив на поширення радіохвиль. Нижня межа іоносфери розташовується на висоті 50 - 60 км , Верхня на рівні порядку 1000 км переходить в плазмосферу або інші магнітосферні плазмові освіти.
Основні параметри іоносфери - концентрація електронів, іонний склад, температура - змінюються з висотою складним чином. Виділено три основні області максимальної концентрації електронів - D (80км), E (110км), і F, яка ділиться на F1 (170км) і F2 (300км). Значення висот вказані в дужках орієнтовно, насправді висота шарів, концентрація та інші параметри відчувають значні варіації, як регулярні так і спорадичні. Регулярні варіації в Д і Е області перш за все визначаються рівнем освітленості іоносфери і тому добові та сезонні варіації найбільш значні. У Області F істотне значення набуває вплив магнітосферних процесів на рух плазми.
Так як вплив зазначених вище факторів залежить від широти, ухвалено окремо розглядати стан іоносфери у різних широтних поясах; екваторіальна або низькоширотних іоносфера розташовується від 0 до 35o, среднеширотной - 35-55o, субавроральная іоносфера - приблизно від 55 до 65o, далі до полюса простирається високоширотних іоносфера, яку в свою чергу можна розділити на іоносферу авроральной зони і полярної шапки. Нерегулярні зміни параметрів іоносфери, обурення, пов'язані з впливом частинок і випромінювань, генерованих під час сонячних або магнітосферних вспиечних подій. Раптові іоносферні збурення (Sudden Ionospheric Disturbances, SID) в Е і Д області викликаються сплеском рентгенівського випромінювання, що генерується на Сонці під час хромосферних спалахів. Тривалість їх становить кілька хвилин, концентрація електронів може зростати на порядок в Д і на 50-200% в Е області. Ефекти і супутні явища спостерігаються тільки в освітленій частині іоносфери.
Прихід на Землю сонячних космічних променів викликає іоносферних збурень відоме під ім'ям Поглинання в полярній шапці (ППШ або PCA - Polar Cap Absorption). Назвою своєю це обурення зобов'язане тому факту, що сонячні протони з енергією від 10 МеВ і вище відносно вільно проникають в полярну шапку , а на менших широтах затримуються магнітним полем Землі. ППШ відноситься до Д-області іоносфери, де концентрація електронів може зростати на два порядки. Тривалість ППШ визначається тривалістю породжує її події і може складати декілька діб.
Розвиток суббурі в авроральной області викликає значні зміни в усій товщі іоносфери і сильно змінює умови проходження радіосигналів аж до повного поглинання (т.зв. блекаут). У F-області реєструються як зменшення, так і збільшення концентрації і значні вертикальні переміщення, в Е-області з'являються т.зв. спорадичні шари Es. У D - області спостерігається поглинання аврорального типу, пов'язане з висипанням в іоносферу авроральних електронів з енергією в одиниці і десятки кеВ.
Мінливість іоносфери, особливо суттєва у високих широтах, привертала велику увагу у зв'язку з важливістю стійкого радіозв'язку для народохозяйсвенних і військових цілей. В останні десятиліття прикладне значення цих робіт зменшилося у зв'язку з масовим використанням методів радіозв'язку за допомогою супутників.
Методи дослідження іоносфери. Дослідження іоносфери до появи можливості прямих вимірів за допомогою ракет, базувалися на використанні здібності іоносфери поглинати, відображати, розсіювати радіосигнали. Найбільш поширеним був метод вертикального зондування (ВЗ), при якому вимірюється час поширення імпульсу від іонозонда до відбиває шару і назад до приймача сигналу. Використовується набір частот у короткохвильовому діапазоні (f> 1 мгц), висота точки відображення зменшується із зростанням частоти радіосигналу і виміряна залежність затримки (висоти) від частоти хвилі (іонограми) використовується для обчислення висотного профілю електронної концентрації.
До методів, які використовують ту ж ланцюжок: передавач - іоносфера - приймач, відносяться похиле зондування, зворотно-похиле зондування, радіопросвічування іоносфери сигналами з супутників, метод часткових відображень та вимірювання проходження радіосигналів на конкретних радіотрассах.
До методів, що виділився в окремі самостійні напрямки, можна віднести ріометріческіе дослідження, радіолокаційні дослідження, метод некогерентного розсіяння і дослідження поширення наддовгих хвиль (СДВ).
Активна дія на іоносферу та вивчення її реакції використовується в установках по нагріванню іоносфери потужними імпульсами радіовипромінювання.
Іоносферні методи використовуються не тільки для дослідження власне іоносфери і її параметрів, але і для дослідження магнітосферних процесів. Зокрема вимір поглинання космічного радіошумів за допомогою ріометров в основному використовувалася для дослідження просторово-часових характеристик потоків заряджених частинок магнітосферного і сонячного походження, висипається в полярну і авроральних іоносферу.

Висновок
1. Пояс стримерів, в якому тече квазістаціонарний повільний сонячний вітер, на відстанях R> (3-4) R o від центру Сонця являє собою послідовність пар радіальних променів підвищеної яскравості. На відстанях R, менших висоти шолома стримера, кожен з пари променів при просуванні до поверхні Сонця огинає шолом по різні його сторони. При цьому мінімальний кутовий діаметр променів »2-3њ залишається практично постійним на R = (1.2-6.0) R o. Напрямок магнітного поля в променях кожної пари протилежне.
2. Прогрес у прогнозуванні геомагнітних збурень, викликаних квазістаціонарними потоками СВ, в найближчі роки буде визначатися, в першу чергу, успіхами фундаментальних досліджень динаміки магнітних структур з тимчасовим дозволом близько 1 годину. Питання про роль такої динаміки у формуванні спорадичних потоків СВ знаходиться в стадії пошукових досліджень.
3. Прогрес у прогнозуванні геомагнітних збурень, викликаних спорадичними потоками СВ, залежить від рішення в найближчому майбутньому двох проблем:
а) розробка методів реєстрації народження СМЕ на диску Сонця та вимірювання їх характеристик;
б) з'ясування природи виникнення Bz-компоненти в різних областях спорадичних потоків СВ.

Список літератури
1. Вальдмайер М. Результати і проблеми дослідження Сонця. М.; ІЛ, 1950. 240 с.
2. Всехсвятський С.К., Нікольський Г.М., Іванчук В.І., Несмеяновіч А.Т., Пономарьов Е.А., Рубо Г.А., Чередниченко В.І. Сонячна корона і корпускулярне випромінювання в міжпланетному просторі. Київ: вид. Київського університету, 1965. 216 с.
3. Галкін А.І., Куклін Г.В., Пономарьов Е.А., Сонячно-земна фізика - нова наука. / / Дослідження з геомагнетизму, аерономії та фізики Сонця, М.: Наука, 1986. вип. 76. С.
4. Гусейнов Ш.Ш. та ін. / / В зб. "Фізика солн. Акт.". ІЗМІРАН. 1980. С.118; в сб. "Радіовипромінювання Сонця". ЛДУ. 1984. С.164; в сб. "Радіоастр. Дослідже. Солн. Сист.". Одеса. 1985. С. 15; в сб. "Іоносфера і сонячно-земні зв'язку". Алма-Ата. 1985. С.85; в сб. "Хвильові обурення в іоносфері". Алма-Ата. 1987. С.109; Астрон. цирк. 1982. № 1242; Изв. АН СРСР. 1988. № 2. С.134; Солньє. дані. 1990. № 7; Цирк. Шао. 1999. № 96;
5. Керімбеков М.Б. и др. / / Солньє. дані. 1968. № 11; 1976. № 2;. Цирк. Шао. 1973. № 30, 31; Докл. АН Азерб.Респ. 1990. № 1-2.
6. Льоцці М. Історія фізики /. Переклад з італ. Бурштейна Е.Л. М.: Світ, 1970. 463 с.
7. Селешніков С.І., Астрономія і космонавтика, короткий хронологічний довідник, Київ, Наукова думка, 1967. 302 с.
8. Ейгенсон М.С. Нариси фізико-географічних проявів сонячної активності. Львів.: Видавництво Львівського університету, 1957. 228 с.
Додати в блог або на сайт

Цей текст може містити помилки.

Астрономія | Контрольна робота
97.4кб. | скачати


Схожі роботи:
Сонце його фізичні характеристики та вплив на магнітосферу Землі
Сонце і його значення для Сонячної системи
Сонце і його значення для Сонячної системи 2
Загальна характеристика атмосферного пилу та аерозолю Основні фізичні механізми його формування
Візуальні характеристики моніторів і їх вплив на зір
Вплив навантаження на основні характеристики передачі енергії джер
Вплив температури на спектральні і електричні характеристики світловипромінюючих діодів
Вплив психодинамічних особливостей особистості темпераменту на стильові характеристики спілкування в
Освітлення і його характеристики
© Усі права захищені
написати до нас
Рейтинг@Mail.ru