Марс

бщеобразовательная средняя школа №81


Р е ф е р а т


По астрономии


Марс


Выполнил учащийся 11 «3» класса Куроптев Олег


Омск, 1999

Поверхность Марса.


Рассмотрим сначала основные результаты наблюдений с Земли. При наблюдении с Земли с помощью оптических средств марсианская поверхность (площадь которой в 2,7 раза меньше площади поверхности Земли) выглядит сравнительно ровной. Различаются области трех цветов: оранжево - красные, окружающие темные пятна и названные материками (континентами), темные области, получившие названия «морей», «озер», «заливов» и «болот», и снежно – белые образования у полюсов планеты, названные по аналогии с земными полюсами «полярными шапками».

Поскольку очертания светлых и темных областей устойчивы, это позволило составить карту марсианской поверхности. На этой карте видно, что материки занимают примерно 5/6 площади его поверхности. Темные области состоят из отдельных пятен и расположены в основном в экваториальном поясе. Они периодически со сменой времен года меняют свою окраску. Весной и летом они темнеют, приобретая более ясные очертания, а осенью и зимой блекнут, и границы их становятся расплывчатыми.

Радиолокационные и спектроскопические наблюдения показали, что на поверхности Маркса имеют место перепады высот, превышающие 10 км. Заметим, что радиолокационные средства позволяют фиксировать моменты посылки и приема (отраженного от планеты) импульса с точностью, которая соответствует примерно километровой высоте на поверхности Маркса.

Спектроскопические измерения рельефа основаны на определении количества газа на луче зрения над различными областями поверхности. Учитывая, что в углублениях его больше, чем на возвышенностях, представляется возможность определить разности высот.

Породы, покрывающие марсианскую поверхность, ближе к гидрату окиси железа, так называемому лимониту. Он имеет оранжево – бурый цвет и легко расплавляется. При разложении лимонит распадается на красный железняк и воду. Достаточно 5 – 6 процентов этого материала, чтобы придать пескам и глинам ржавый или красный цвет. Вот, быть может, и причина происхождения цвета планеты?!

То, что ученые увидели на снимках Марса, в корне изменило представление об его поверхности. Она не такая гладкая и во многом напоминает лунный пейзаж: та же неровная поверхность, усеянная кратерами, тот же неприветливый и пустынный вид. Исследователи выделили три типа марсианской поверхности, отличающиеся по своему строению: области, заполненные кратерами; области с хаотическими структурами и области, лишенные характерных черт. На большинстве снимков поверхность относится к кратерному типу. Кратеры – самого различного диаметра – от 500 м. до 800 км. Полагают, что крупные кратеры образовались при столкновении планеты с астероидами. На дне их видны кратеры меньших размеров, более позднего происхождения. В некоторых кратерах заметны осыпи, а также террасы, подобные террасам в лунных кратерах Коперник и Аристарх. Однако в целом марсианские кратеры не похожи на лунные. Они меньше возвышаются над окружающей местностью, и края их более сглажены, что объясняют воздействием эрозии. Очевидно, марсианские кратеры претерпели значительно большую эволюцию, чем лунные, причем основным механизмом ее считают оползни, т.е. сдвиг минералов слишком тяжелых, которые не могут перемещаться под действием ветра. Таким образом, отличие марсианских кратеров от лунных объясняют не только различными процессами их эволюции, но также и различием материалов, образующих поверхность Марса. На фотографиях не обнаруживается непрерывного перехода в размерах кратеров, что существенно отличает марсианские кратеры от лунных. Возможной причиной этой особенности является выветривание и перенос частиц грунта. Другой важной особенностью рельефа марсианской поверхности является ее сглаженность и неоднородность (переход от областей с большим числом кратеров к области, где кратеров почти нет). Например, область Хеллас, где на площади около 570 тыс. кв. км. не выявлено никаких ярко выраженных элементов рельефа. Можно полагать, что бесструктурные зоны на Марсе являются аналогом земных пустынь. Хаотический тип поверхности характеризуется резко пересеченным рельефом (хребты и долины небольшой протяженности, скалы, трещины с крутыми склонами и т. п.) и не имеет аналогов ни на Земле, ни на Луне.

«Маринер - 7» передал буквально фантастические картины южного полюса Марса, покрытого таинственными кратерными образованиями, напоминающими снеговые оползни или ледники на Земле. Местность южного полюса, по сравнению со всеми сфотографированными участками Марса, является наиболее пересеченной: на снимках видны глубокие «долины», высокий горный кряж, а также образования, напоминающие земные ледники и оползни. Южная полярная шапка была заснята от 60° южной широты до полюса. Детали рельефа здесь заметны гораздо лучше, и поэтому кратеров значительно больше. Видны не только самые малые кратеры, но и выступающие формы рельефа.

Итак, Марс, который считался, в отличие от Земли и Луны, планетой с очень ровным, гладким и спокойным рельефом, без заметных гор и возвышенностей (за исключением известных гор Митчелла у южного полюса), неожиданно оказался гористым и весьма пересеченным.

Трассы полета КА вблизи планеты начинались в южном полушарии, где в это время лето подходило к концу, пересекали затем экватор и заканчивались в северном полушарии, начальные точки трасс приходились на области, где было еще утро, а конечные – на послеполуденные, вечерние, иногда даже ночные часы.

Температура поверхности Марса измерялась инфракрасными радиометрами. При этом приборы регистрировали тепловое излучение тех областей планеты, которые снимались в данный момент телевизионными камерами. Согласно показаниям радиометра «Маринера - 6», температура поверхности планеты изменяется от плюс 16° в полдень до минус 102° С на ночной стороне, причем темные области имеют более высокую температуру по сравнению со светлыми. Зарегистрированная скорость остывания сравнительно мала. Это дает основания полагать, что поверхностный слой Марса имеет более высокие теплоизоляционные свойства, чем поверхность Земли.

По данным АМС «Марс - 2» и «Марс - 3», температура поверхности вдоль трасс менялась в широких пределах: от плюс 13° С (в 14 ч. местного солнечного времени, 11° южной широты) до минус 93° С (местное время, 19 ч., 19° северной широты). А в области северной полярной шапки температура падала до минус 111° С. Знать температуру на поверхности Марса в разных широтах и в разное время очень важно. Во – первых, потому, что это одна из главных климатических характеристик, а во – вторых, по изменениям температуры в течение суток и от места к месту можно судить о свойствах материала, из которого состоит грунт. Низкие ночные температуры означают, что поверхность Марса очень быстро остывает после захода Солнца и, следовательно, теплопроводность грунта мала. Количественные оценки показывают, что она соответствует сухому песку или сухой пыли в разреженной атмосфере. Марсианские «моря» (темные области) оказываются в среднем теплее, чем «континенты» (светлые области). Различие температур, достигающее 10 градусов, объясняется тем, что у морей меньше отражательная способность, они больше поглощают солнечной энергии и сильнее нагреваются. В отдельных случаях более темные «морские» районы медленнее остывают после захода Солнца и, следовательно, имеют более теплопроводный грунт.

Весьма интересно, что на ночной стороне планеты был обнаружен участок, где температура была на 20 – 25 градусов выше, чем в окрестных районах. Причина этого явления пока не выяснена.

С помощью бортового радиотелескопа измерялась температура грунта на глубине 30 – 50 см. оказалось, что она не испытывает суточных колебаний, что свидетельствует о большой тепловой инерции и малой теплопроводности грунта. Кроме температуры определялась также диэлектрическая постоянная величина, которая зависит, главным образом, от плотности грунта. Измерения показали, что изменение температуры грунта и диэлектрической постоянной связаны, т. е. бо’льшим значениям температуры отдельных участков соответствуют бо’льшие значения диэлектрической постоянной. Этот результат говорит о том, что плотность грунта меняется вдоль трасс измерений.


Марсианские каналы.


Впервые о геометрически правильных полосках, покрывающих, словно сеткой, поверхность Марса, высказался итальянский ученый А. Секки в 1859 году. Наличие их подтвердил и Д. Скиапарелли, соотечественник А. Секки, наблюдавший Марс во время его великого противостояния в 1877 году. С того памятного события прошло немало времени, а оживленный спор о происхождении этих загадочных образований все еще продолжается. Каналы – это грандиозная искусственная оросительная система, созданная разумными существами, населяющими Марс, и предназначенная для распределения скудных водных ресурсов планеты, - заявил П. Ловелл!

Нет! – утверждает Каттерфельд, - каналы – это ничто иное, как линии тектонических разломов коры планеты, порожденные неравномерностью ее вращения, по ним поступает вода, питающая обильную растительность. Третьи доказывают, что каналы – это полосы растительности, а четвертые считают их трещинами в ледяной оболочке Марса. В общем гипотез, домыслов, а подчас и откровенных спекуляций высказано было так много, что нам нет смысла касаться их содержания.

Четкого ответа на этот вопрос не дали пока и фотоснимки, переданные с автоматических межпланетных станций. На их основании высказываются предположения, что линии, образующие сетку на поверхности Марса, - это сбросы, трещины, разломы, цепочки кратеров, хребты и другие формы рельефа, воспринимаемые как сплошные образования повышенных контрастов.

На «дальних» снимках Марса, сделанных с расстояния около 1,5 млн. км., некоторые из знаменитых марсианских «каналов» видны так, как при лучших наблюдениях с Земли. На «близких» снимках (с расстояния 4 –3,5 тыс. км.) на месте широкого и темного канала Агатадемон оказался слегка изогнутый горный кряж шириной 160 км. и длиной около 1100 км. без отчетливо видимы краев. В результате анализа снимков оказалось, что это широкий, слегка изогнутый кряж, испещренный кратерами и ущельями, напоминающими край гигантского кратера. На фотоснимке, сделанном АМС «Маринер - 9», ровное плато (рис.1) прорезано крупным тектоническим рвом, который в земные телескопы также мог быть принят за канал.


Атмосфера Марса.


Исследование газовой оболочки Марса составляет весьма трудную задачу, в разрешении которой после долгого периода неудач и ошибок лишь недавно наметились некоторые успехи. До полета АМС к Марсу были построены многие модели его атмосферы. Большинство их основывалось на предположении, что его атмосфера – это аналог земной. И несмотря на то, что спектроскопически в составе марсианской атмосферы к 1956 году был обнаружен лишь углекислый газ, большинство астрономов склонялось к мнению, что основа атмосферы Марса – азот с незначительными примесями углекислого газа, кислород и водяных паров.

Во время противостояния Марса в 1963 году в его атмосфере были впервые обнаружены следы водяных паров, а также установлено обилие СО2 и определено давление у поверхности, которое оказалось примерно равным 20 миллибарам. С помощью спектрального метода установлено небольшое содержание кислорода и озона, а также незначительное количество водяных паров. Для астрономов это было сенсацией. Ведь азот в атмосфере порождается в основном за счет извержения вулканов, а отсутствие его в атмосфере Марса может означать и отсутствие вулканической деятельности.

Вторая космическая скорость для Марса сравнительно невелика – 5 километров в секунду. Из – за этого он не может удержать легкие газы и имеет весьма разряженную атмосферу, которая очень прозрачна. На высотах от 1 до 30 км. наблюдается синяя дымка толщиной около 20 км. По – видимому, слой дымки возник вследствие образования окислов под воздействием ультрафиолетового излучения Солнца. Кроме того, в марсианской атмосфере замечены желтые облака, движущиеся со скоростью 10-40 метров в секунду, которые считают пылевыми бурями. Они значительно ухудшают видимость поверхности Марса. Незначительная, по сравнению с земной, сила тяжести на Марсе влечет за собой одну весьма существенную особенность в строении марсианской атмосферы. С поднятием на высоту ее плотность снижается гораздо медленнее, чем земной. Так, например, в земной атмосфере давление в одну десятую от имеющего места у поверхности наблюдается на высоте 16-17 км., а на Марсе десятикратное уменьшение давления будет иметь место только на высоте порядка 40 км. Это ведет к тому, что уже на этой высоте над поверхностью планеты давление будет таким же, как и в атмосфере Земли на той же высоте. Вычисления показывают, что значения плотности атмосферы Земли и Марса на высоте порядка 40 км. сравняются, а на еще больших высотах давление в атмосфере Марса будет превосходить земное. Это различие приводит к тому, что в марсианской атмосфере метеоры загораются на высоте порядка 200-250 км., а в земной – на высоте 120-150 км. Однако для космических аппаратов, входящих в атмосферу Марса, опасность сильного разогрева корпуса меньше, чем при входе в земную атмосферу, ввиду меньшего на Марсе ускоряющего притяжения. По той же причине и марсианские пылевые буре, которые астрономы неоднократно наблюдали, должны бать более мощными, чем земные, поскольку огромные массы пылеобразного вещества род воздействием ветра, быстро поднявшись вверх, удерживаются там в течение длительного времени. Это наглядно подтвердили исследования планеты в Марс в период его великого противостояния в 1971 году. Вот что по этому вопросу указывает председатель комиссии по физике планет Астрономического Совета Академии наук СССР профессор И. К. Коваль. Во второй половине сентября прозрачность атмосферы Марса резко уменьшалась из – за поднявшейся пыльной бури, которая в течение нескольких дней скрывала темные образования поверхности почти на всем видимом диске. Но чем она вызвана? Действием вулканов или потоком метеорных частиц, врывающихся в атмосферу Марса? Такие явления не могут затмить диск планеты. На правильном пути, очевидно, те ученые, которые полагают, что это связано со штормами. Ветры там сильнее, они превышают скорость потоков воздуха на Земле и способны сдувать с поверхности планеты мелкие частицы, унося их на большие высоты. С сильной запыленностью атмосферы планеты ученые встречались и при других великих противостояниях (1924, 1939 и 1956 гг.). особенно сильные помутнения наблюдались во время великого противостояния в 1956 году, когда коэффициент прозрачности атмосферы уменьшился в три раза и было отмечено даже полное исчезновение южной полярной шапки.

Когда станции «Марс - 2» и «Марс - 3» вышли на орбиту вокруг Марса, на нем бушевала пылевая буря. Два месяца вся планета была закрыта плотными облаками пыли, поднятой с поверхности. Пылевая буря значительно осложнила фотографирование планеты и некоторые научные измерения. Однако изображения диска Марса, полученные с помощью фотоаппаратуры, существенно дополнили информацию о Марсе. Впервые сфотографирован Марс в фазах, не наблюдаемых с Земли. Переданные с борта станции изображения дополнили информацию о поверхности, структуре атмосферы и фигуры планеты. Проведенные измерения показали, что высота этих облаков составляет около 10 км. над средним уровнем поверхности. Над более высокими областями слой облаков был тоньше, над низкими – толще. Пылевые бури на Марсе – мощное и пока еще загадочное явление. Обычно прозрачная атмосфера Марса вдруг в течение нескольких дней становится почти столь же непрозрачной для видимого излучения, как облачная атмосфера Венеры. Но прозрачность улучшается, как показали измерения, по мере увеличения длины волны. Это указывает на значительную долю очень мелких пылевых частиц (размером около одного микрона) в облаках. Такие частицы должны оседать очень медленно, что согласуется с общей продолжительностью пылевой бури. Однако снимки «Маринер - 9» показывали быстрое увеличение прозрачности в конце декабря. Оно было неполным, но а десять суток видимость существенно улучшилась. Чтобы это объяснить, надо предположить в облаках некоторую долю быстро оседающих частиц сравнительно большого размера. В общем в марсианских облаках в период бури, видимо, содержались частицы разных размеров, причем соотношение их менялось во времени. Многие данные указывают так или иначе на увеличение прозрачности с длиной волны. Такие облака должны охлаждать поверхность и увеличивать температуру атмосферы, что в действительности и наблюдалось. Создавался своего рода «антипарниковый эффект», противоположный ситуации на Венере, где атмосфера разогревается благодаря ее непрозрачности для инфракрасных лучей.

В чем же состоит причина, порождающая столь сильные ветры? Атмосфера Марса, как уже говорилось, очень разряжена и прозрачна. Днем Солнце сильно нагревает поверхность планеты, а ночью Марс быстро остывает. Эти резкие перепады температур приводят к большому перепаду давлений, что и вызывает столь сильные ветры, что по сравнению с ними земные бури можно считать легким бризом. Это одна сторона ответа на вопрос.

Другая причина, вероятно, состоит в том, что во время великих противостояний Марса планета находится перигелии своей орбиты, поэтому Солнце сильнее нагревает марсианскую поверхность, а стало быть, перепад температур намного больше, чем в другие периоды противостояний.

Наблюдаемые облака в атмосфере Марса разделяются на желтые, синие и белые. Желтые облака появляются в нижних слоях атмосферы на высоте примерно 5 км. и ниже. Они состоят, вероятно, из мелкой пыли, например из частиц гидрата железа.

Синие облака (фиолетовая дымка) наблюдается на больших высотах, вблизи линии терминатора, на утреннем и вечернем краях диска. Учитывая химический состав атмосферы и наиболее вероятный ход изменения температуры и давления с высотой, можно предположить, что эти облака образуют кристаллики льда.

Белые облака, по-видимому, имеют ту же природу, что и синие, но состоят из более крупных кристалликов льда. Эти облака нередко располагаются над светлыми районами, вблизи их границ с темными районами.

В циркуляции атмосферы преобладают ламинарные течения. Весной направление движения облаков преимущественно западное, а летом – восточное. Весной образование облаков связано с таянием полярных шапок, летом – с процессами в темных областях. Часто наблюдаются утренние и вечерние туманы небольшой плотности.

Измерения инфракрасными спектрометрами в диапазоне отраженного (1,9 – 6 мкм.) и собственного (4 – 14,7 мкм.) излучения планеты позволили получить некоторые сведения о составе нижней атмосферы Марса. В частности, зарегистрированы полосы поглощения твердой углекислоты и льда. Учитывая данные температурных измерений, можно предположить, что в экваториальных областях кристаллы льда в виде тумана находятся в атмосфере, а углекислота – на поверхности в полярных областях. Инфракрасный радиометр «Маринера - 7» зарегистрировал у южной полярной шапки минимальную температуру –160° С, а среднюю – 118° С, что примерно соответствует температуре замерзания углекислоты при том атмосферном давлении, которое существует у поверхности Марса. Методом радиопросвечивания удалось установить давление атмосферы у поверхности в различных областях. Так, при заходе «Маринера - 6» за диск планеты радиопросвечивание показало, что атмосферное давление у поверхности, в области меридиана Синус, составляет 6,5 мбар.

Напомним в этой связи, что давление в земной атмосфере на уровне моря принимается равным 1013 мбар. Учитывая, что было зарегистрировано минимальное давление у поверхности 3,5 мбар. и максимальное 9 мбар., и принимая во внимание характер рельефа поверхности, можно с достаточным основанием полагать, что среднему уровню поверхности соответствует давление 6 мбар.

Инфракрасные фотометры станций «Марс – 2» и «Марс – 3» показали, что на среднем уровне давление на Марсе составляет 5,5 – 6 мбар. (около 4 – 4,5 миллиметров ртутного столба), что примерно в 200 раз меньше, чем на Земле.

Содержание водяного пара не превышало пяти микрон осажденной воды – в тысячи раз меньше, чем в земной атмосфере. Если бы всю воду, содержащуюся в атмосфере Марса, равномерно распределить по поверхности его, то образовался бы слой чуть тоньше человеческого волоса. Вблизи поверхности атмосфера состоит в основном из углекислого газа. На высоте около 100 км. под действием солнечного ультрафиолетового излучения углекислые газ распадается на молекулу угарного газа и атом кислорода. Такой же процесс распада водяного пара приводит к появлению атомов водорода. Поэтому на высотах 300 – 400 км. атмосфера в основном атомарно-водородной. Следы кислорода наблюдаются вплоть до высоты 700-800 км.

Температура верхней атмосферы в области высот от 100 до 200 км. возрастает, а выше остается постоянной. Примерно такая же картина наблюдается и в верхних атмосферах Земли и Венеры. Как это ни странно, верхняя атмосфера Марса больше похожа на верхнюю атмосферу Венеры, нежели на земную.


Марсианские сутки.


Наблюдая за диском Марса в телескоп в течение достаточно продолжительного времени, например, на протяжении всей ночи, можно заметить, как детали его поверхности одна за другой появляются из-за диска, постепенно движутся к противоположному краю, а затем скрываются. Ясно, что это происходит вследствие вращения Марса, которое подобно суточному вращению земного шара и приводит к смене дня и ночи. Из наблюдений было определено, что период вращения Марса составляет 24 часа, 37 минут 23 секунды, что на 37 минут 22,7 секунды больше периода вращения Земли. Последнее означает, что за одни земные сутки Марс «недоворачивается» до полного оборота на 9 градусов, и земной наблюдатель увидит данную деталь планеты в том же расположении на диске только через 40 земных суток (9° * 40=360°). Поскольку период вращения Марса близок к земному, то получается, что каждую ночь с Земли можно обозревать одно и то же полушарие Марса, которое лишь медленно и постепенно сменяется другим. Чтобы в течение суток полностью осмотреть поверхность Марса, надо наблюдение производить в обсерваториях, расположенных на разной географической долготе. Так, например, если в Ташкенте полдень, а в обсерватории Маунт Вилсон (США) царит глубокая ночь, то наблюдая с этих обсерваторий Марс, можно за сутки осмотреть всю его поверхность. Смена дня и ночи сопровождается явлениями, аналогичными земным. В средних широтах Солнце восходит и заходит, двигаясь под углом к горизонту. Поэтому переход от одного времени суток к другому сопровождается сумерками, когда поверхность освещается косыми лучами низкостоящего Солнца. В тропиках и на экваторе Солнце поднимается и опускается почти отвесно. Здесь так же, как и на одноименных широтах Земли, день и ночь сменяют друг друга резким переходом от света к темноте.


Времена года на Марсе.


Из школьного курса географии и астрономии мы знаем, что смена времен года на Земле происходит не потому, что Земля подходит ближе к Солнцу или удаляется от него, а от того, что земной экватор наклонен к плоскости земной орбиты под углом 23,5 градуса. Из этого следует, что земная ось располагается не перпендикулярно, а наклонно.

При движении Земли вокруг Солнца направление земной оси не изменяется. Она все время направлена своим северным концом на Полярную звезду. Поэтому, двигаясь вокруг Солнца, Земля поворачивает к наблюдателю как северное, так и южное свое полушарие.

Аналогичная картина происходит и на Марсе (см. рис. 2). В разных полушариях его одновременно бывают противоположные времена года. Когда в северном полушарии лето, в южном – зима. Если в северном полушарии осень, то в южном – весна. И это потому, что наклон экватора Марса к плоскости его орбиты примерно такой же, как и у Земли, он равен 24°46’. Это и вызывает сезонные изменения на Марсе.

Известно, что от высоты Солнца над горизонтом зависит количество тепла, падающего на данную поверхность. И чем выше поднимается Солнце над горизонтом, тем сильнее оно греет. Разной высотой Солнца над различными местами земного шара объясняется то, что на Земле имеются различные тепловые климатические пояса: жаркий (тропический), два умеренных и два холодных. Кроме того, в каждом году бывают холодные и теплые сезоны. То же самое имеет место и на Марсе. Так же, как и на Земле, происходит четкая смена времен марсианского года и сезонов. За холодной, суровой зимой следует прохладная весна, потом более теплое лето, которое сменяется прохладной осенью. После нее опять наступает холодная зима с ее короткими днями и длинными ночами. Результаты такой смены сезонов хорошо видны в телескоп по таянию полярных шапок. Однако существенная разница тут в том, что орбита Марса лежит от Солнца дальше, чем земная, а скорость движения его по орбите меньше, чем нашей планеты. Поэтому годовой путь у Марса длиннее. Это ведет к тому, что продолжительность оборота Марса вокруг Солнца почти вдвое больше, чем Земли: она составляет 687 земных суток. Своих же «марсианских» суток, которые намного длиннее земных, год Марса содержит 669. Таким образом, марсианский год почти в два раза (а точнее в 1,88) продолжительнее земного.

В летний для северного полушария Земли период (в июле) наша планета более всего удалена от Солнца (152 млн. км.), а в зимний (январь) – менее (147 млн. км.). Разница в 5 млн. км. – незначительная, а поэтому лето в северном и южном полушариях почти одинаково теплое. То же самое можно сказать и о зимних периодах. Но поскольку эксцетриситет Марса больше, то удаление его от Солнца в перигелии составляет 206,7 млн. км., а в афелии – 249, 1 млн. км. В следствие этого Марс в афелии получает солнечной энергии в полтора раза меньше, чем в перигелии. А поэтому климат в северном и южном полушариях весьма различен. Он резко континентальный. Даже на экваторе после жаркого дня, ночью, могут быть заморозки. Перигелийную половину орбиты Марс проходит быстрее афелийной. Поэтому лето в южном полушарии, приходящееся на перигелийный период, более короткое, чем в северном полушарии, и более теплое, а зима и суровее. Из-за значительного эксцентриситета орбиты Марса длительность сезонов в разных полушариях значительно различается (табл. 1).


Если Вам нужна помощь с академической работой (курсовая, контрольная, диплом, реферат и т.д.), обратитесь к нашим специалистам. Более 90000 специалистов готовы Вам помочь.
Бесплатные корректировки и доработки. Бесплатная оценка стоимости работы.

Поможем написать работу на аналогичную тему

Получить выполненную работу или консультацию специалиста по вашему учебному проекту

Похожие рефераты: