Методика преподавания астрономии

---

<< Предыдущая

Содержание

Следующая >>

Методика проведения 1 урока
"Методы астрономических исследований"

Цель: знакомство учащихся с методами астрономических исследований.

Задачи обучения:

Общеобразовательные: формирование понятий:

- о методах астрономических исследований: астрономических наблюдениях (визуальных, фотографических, фотометрических, спектроскопических и т.д.), астрономических измерениях и космических экспериментах;
- о классификации методов астрономических исследований в зависимости от их задач и используемых инструментов;
- об условиях проведения и особенностях астрономических исследований;
- о применении законов физики для определения основных физических характеристик космических объектов и взаимосвязи этих характеристик;
- об астрономических формулах, позволяющих рассчитывать основные физические характеристики космических объектов на основе данных астрономических наблюдений;
- о применении физических приборов в астрономических исследованиях, их назначении, устройстве и принципе действия.

Воспитательные: формирование научного мировоззрения учащихся в ходе знакомства с методами астрономических исследований. Патриотическое воспитание при ознакомлении с ролью российской науки и техники в развитии астрономических и космических методов исследования Вселенной. Политехническое образование и трудовое воспитание при изложении сведений о практическом применении физики для создания астрономических методов исследования, приборов и средств космонавтики.

Развивающие: формирование умений анализировать информацию, составлять классификационные схемы, решать задачи на расчет основных физических характеристик космических тел по данным астрономических наблюдений.

Ученики должны знать:

- основные методы астрономических исследований: наблюдения (визуальные, фотографические, фотометрические, спектроскопические и т.д.), измерения и космические эксперименты; в том числе, наиболее подробно - о применении спектрального анализа для определения основных физических характеристик космических объектов (химического состава, светимости, температуры, массы, размеров, скорости и направления движения и т.д.);
- условия проведения и особенности астрономических наблюдений;
- о применении законов физики для определения основных физических характеристик космических объектов и взаимосвязи этих характеристик;
- некоторые формулы, позволяющих рассчитывать основные физические характеристики (массы, размеры, светимость и т.д.) космических объектов (звезд и планет) на основе данных астрономических наблюдений (о блеске и параллаксе) космических объектов;
- о применении физических приборов (электрофотометров, ФЭУ, фотоаппаратуры, спектрометров) в астрономических исследованиях, их назначении, устройстве и принципе действия.

Ученики должны уметь: составлять классификационные схемы, пользоваться вышеперечисленными приборами.

Наглядные пособия и демонстрации:

- фотографии, диапозитивы, схемы и рисунки крупнейших обсерваторий мира;
- диафильмы "Что изучает астрономия"; "Развитие представлений о Вселенной"; "Методы астрофизических исследований";
- кинофильмы (фрагменты кинофильмов): "Астрономия и мировоззрение"; "Практические применения астрономии";
- таблицы: "Методы астрономических исследований"; "Спектральные исследования"; "Спектральный анализ";
- приборы: электрофотометр (люксметр), ФЭУ, спектроскоп, высотомер, теодолит.

Задание на дом:

1. По материалу учебников:

- Б.А. Воронцов-Вельяминова: повторить §§ 1(1, 2), 2 (2), изучить § 14; упр. 14.
- Е.П. Левитана: повторить § 1; вопросы к параграфу.
- А.В. Засова, Э.В. Кононовича: повторить § 1(1-5), изучить§§ 12, 14; упр. 14.5 (1,2).

2. Выполнить задания из сборника задач Воронцова-Вельяминова Б.А. [28]: 238; 240.

3. Дополнительные задачи для учащихся физико-математических классов: выполнить задания из сборника олимпиадных задач В.Г. Сурдина [289]: 11.7; 11.8; 11.11; 11.16.

План урока

Этапы урока	Содержание	Методы изложения	Время, мин
1	Актуализация астрономических знаний; повторение материала по физике и астрономии	Беседа	10
2	Изложение нового материала: 1. Методы и инструменты астрономических исследований. Особенности астрономических наблюдений. 2. Классификация методов астрономических исследований в зависимости от их задач и используемых инструментов; 3. Применение физических приборов в астрономических исследованиях, их назначение, устройство и принцип действия; 4. Применение законов физики для определения основных физических характеристик космических объектов и взаимосвязи этих характеристик	Лекция, беседа, рассказ учителя	20-25
3	Закрепление изученного материала. Решение задач	Работа у доски, самостоятельное решение задач в тетради	5-7
4	Подведение итогов урока. Домашнее задание		3-5

Методика проведения урока:

В начале урока проводится повторение и проверка знаний, приобретенных ранее на уроках астрономии и физики и актуализируется предназначенный к изучению материал. Ученикам задают вопросы:

1. Что такое астрономия? Какие разделы астрономии вы знаете? Что они изучают?
2. Как развивалась астрономия? Какие ученые внесли наибольший вклад в ее развитие?
3. Как применяются людьми знания по астрономии?
4. Какие методы астрономических исследований вы знаете? Каковы их особенности?
5. Какие астрономические инструменты вам известны? Как и для чего они применяются?

В ходе опроса учитель дополняет, исправляет и обобщает знания учащихся. Знаниям учеников о методах астрономических исследований (с. 13) уделяется особое внимание.

Затем с опорой на знания по физике о шкале электромагнитных волн, характеристиках и свойствах ее основных диапазонов и о спектрах излагается материал:

Анализ электромагнитного излучения космических объектов дает астрономам свыше 90 % сведений об их физической природе, основных характеристиках и особенностях, о космических явлениях и процессах.

До середины XIX века астрономия была исключительно оптической: все наблюдения велись в узком (400-760 нм) диапазоне длин волн видимого света, затем исследования распространились на инфракрасный и ультрафиолетовый диапазоны, а к середине ХХ века астрономы могли исследовать почти весь диапазон теплового излучения. Космонавтика позволила вести изучение космических объектов во всем диапазоне длин волн электромагнитного излучения.

Современная астрономия является всеволновой наукой.

Наземные исследования электромагнитного излучения космических объектов имеют свои особенности, определяемые прозрачностью земной атмосферы для разных длин волн электромагнитного излучения (рис. 84).

Земная атмосфера имеет два "окна прозрачности": в диапазоне радиоволн длиной от 1 мм до 15-30 м и в оптическом диапазоне (0,3 мкм < l < 1,5-2 мкм). Остальное излучение поглощается или рассеивается молекулами и атомами воздуха.

Рис. 84

Энергия квантов света () тем выше, чем меньше длина волны. Поэтому, хотя человеческий глаз видит в диапазоне от 4× 10^-7 до 7,6× 10^-7 м, лучше всего он воспринимает волны желто-зеленой части спектра (l = 555 нм) - часть спектра солнечного излучения, на которую приходится максимум спектральной плотности энергетической светимости Солнца и наименее поглощаемой земной атмосферой. С уменьшением освещенности земной поверхности - в сумерках, ночью, - глаз становится более чувствительным к более энергичным лучам сине-фиолетовой части спектра (l = 507 нм). Тренированный глаз способен различать цвета (участки спектра) с разностью длин волн в 2× 10^-9 м.

По той же причине земные растения равнин окрашены в зеленый цвет, а высокогорные имеют голубовато-синий оттенок: чем больше солнечной энергии падает на их листья, тем интенсивнее идет процесс фотосинтеза.

Сведения о применении спектрального анализа для изучения физических характеристик космических объектов привлекают внимание учеников своей высокой результативностью, интригуют их, создают положительные мотивы к изучению материала по физике и астрономии. К началу изучения раздела школьники уже должны изучить материал о спектральном анализе в рамках соответствующего раздела физики; однако желательно в ходе небольшой беседы повторить и актуализировать знания учащихся, задавая им вопросы: "Что такое спектр? Какие виды спектров вы знаете? Какие объекты, в каком состоянии дают линейчатые? Полосатые? Сплошные спектры? Как по спектру объекта определить его химический состав? Температуру? Скорость и направление движения? В случае массового затруднения следует дать ученикам необходимые разъяснения.

Открытие основ спектрального анализа в середине XIX века произвело подлинную революцию в астрофизике. Спектральный анализ позволил установить основные физические характеристики космических тел: температуру, скорость движения по лучу зрения, наличие магнитного поля, химический состав и т. д., позволил судить о процессах, протекающих в атмосферах и на поверхности космических тел.

Первые спектральные наблюдения космических тел производились визуально, при помощи спектроскопа, вмонтированного в окулярный узел телескопа. Затем спектры космических тел стали фотографироваться.

В настоящее время ученые могут изучать спектры космических объектов на всем протяжении шкалы электромагнитных волн: от радио- до g -диапазона, исследуя не только тепловое излучение тел, испускаемое веществом за счет внутренней энергии движения его молекул и атомов, при переходе электронов с одного энергетического уровня на другой и их рекомбинации (10^-9 < l < 10^-3 м), но и нетепловое излучение (l < 10^-9 м и l > 10^-3 м), возникающее при ускоренном движении электронов, атомном распаде и других процессах.

Механизм и особенности излучения определяются из характера непрерывного спектра.

Основное число спектральных линий лежит в пределах диапазона длин волн оптического излучения (10^-11-10^-2 м). С помощью специальных светофильтров ученые могут "вырезать" определенный участок спектра и подробно исследовать излучение в очень узком (до 1-2× 10^-9 м) диапазоне длин волн, свойственном какому-либо отдельному химическому элементу. По спектру космических тел можно определить их температуру.

Рис. 85

По закону Вина: длина волны, на которую приходится максимум спектральной плотности энергетической светимости, обратно пропорциональна температуре тела: , где в = 2,898× 10^-3 м× К - постоянная Вина.

Для многих космических объектов максимум энергетической светимости лежит в невидимой части спектра. У планетных тел он находится в основном в инфракрасной и радиоволновой части спектра: для Земли l _max » 0,01 мм; для высокотемпературных звезд может смещаться в ультрафиолетовую область и т.д.

По ширине спектральных линий можно судить о светимости космических тел.

По спектру космических тел можно определить их химический состав. Сравнивая положение линий (полос) поглощения или излучения в спектре космического тела и эталонных спектрах различных химических элементов и соединений, ученые определяют качественный химический состав, а по яркости (интенсивности) линий и полос судят о количественном (процентном) содержании каждого элемента или соединения.

По спектру космических тел можно судить о степени ионизации и состоянии его вещества, концентрации вещества, давлении и массе газа в туманностях и звездах.

По спектру космических тел можно судить о наличии и мощности их магнитных полей, воздействующих на электромагнитные волны; в результате каждая линия в спектре "расщепляется" на 2 или более линии-близнеца (эффект Зеемана-Штарка).

По спектру космических объектов, наблюдаемых как единое целое даже в мощнейшие телескопы, можно установить, какие из них на самом деле являются системами космических тел и какие тела с какими характеристиками входят в эти системы: спектры их просто "накладываются" один на другой.

По спектру космических тел можно определить характеристики их движения: наличие и скорость вращения, направление и скорость перемещения в пространстве относительно наблюдателя, а в ряде случаев и расстояние до них.

По принципу Доплера для оптики, при сближении наблюдателя с источником излучения длины волн излучения укорачиваются (линии в спектре равномерно сдвигаются) в фиолетовую часть спектра; при удалении объекта спектральные линии сдвигаются в красную часть спектра.

Вращение космических тел обнаруживается по регулярному смещению линий в оба конца от среднего положения. По лучевым скоростям отдельных областей внутри галактик из их спектров узнают о внутренних движениях и распределении масс вещества; по интенсивности эмиссионных линий - о количестве горячего газа, особенностях его распределения и скоростях движения внутри галактики. Для далеких галактик величина "красного смещения" спектральных линий пропорциональна их удаленности: , где l ₀ - длина волны спектральной линии при неподвижном источнике, v_л- скорость по лучу зрения.

Первые фотографические наблюдения космических объектов начались в 40-х годах прошлого века сразу после изобретения фотографии. Астрономы высоко ценят преимущества астрофотографии перед визуальными наблюдениями: интегральности - способности фотоэмульсии постепенно накапливать световую энергию (с помощью обычного фотоаппарата на установке с часовым механизмом за 15 минут экспозиции можно получить снимки звезд до 9^m, за 1 час - до 11^m); моментальности; панорамности; объективности - на нее не влияют личные особенности наблюдателя. Фотография является своеобразным документом: многие астрономические открытия были сделаны или уточнены, доказаны с помощью фотографий, сняты десятки лет назад, поэтому негативы астрофотонаблюдений хранятся в специальных архивах обсерваторий. Обычная фотоэмульсия более чувствительна к сине-фиолетовому излучению, однако в настоящее время астрономы применяют при съемке космических объектов фотоматериалы, чувствительные к различным частям спектра электромагнитных волн, не только к видимым, но и к инфракрасным и ультрафиолетовым лучам. Чувствительность современных фотоэмульсий составляет десятки тысяч единиц ISO. Широкое применение в астрономии в последние десятилетия получила также киносъемка и видеозапись, применение телевидения.

Телескопы, предназначенные для проведения фотографических наблюдений, называются астрографами.

Одним из основных методов астрофизических исследований является астрофотометрия, определяющая энергетические характеристики объектов путем измерения энергии их электромагнитного излучения. Основными понятиями астрофотометрии являются блеска и звездной величины небесного светила.

В ходе краткого опроса (беседы) актуализируем знания учеников о блеске небесных светил, шкале звездных величин, формуле Погсона и основных фотометрических понятиях (освещенности и законах освещенности). Напоминаем, что определяемая звездная величина зависит от спектральной чувствительности приемника излучения. Вводим понятия:

Визуальная звездная величина (m_v) определяется прямым наблюдениями и отвечает спектральной чувствительности человеческого глаза (максимум чувствительности вблизи l ~ 555 мкм).

Фотографическая звездная величина (m_р) определяется измерением освещенности светилом на фотопластинке (при фотографических наблюдениях), чувствительной к сине-фиолетовым и ультрафиолетовым лучам.

Болометрическая звездная величина (m_в) определяется прибором болометром и отвечает полной, просуммированной по всему спектру излучения, мощности излучения светила. "Нулевая" болометрическая величина (m_в = 0^m) равна световому потоку 2,54× 10^-8 Вт/м³ и создает освещенность 2,77× 10^-7 Лк.

Для протяженных, имеющих большие угловые размеры объектов определяется интегральная (общая) звездная величина, равная сумме блеска его частей.

Для сравнения энергетических характеристик космических объектов, удаленных на разные расстояния от Земли, ведено понятие абсолютной звездной величины.

Абсолютная звездная величина (М) - звездная величина, которой обладало бы светило на расстоянии 10 парсек от Земли:

, где p - параллакс светила, r - расстояние от светила. 10 пк = 3,086× 10¹⁷ м.

Абсолютная звездная величина ярчайших звезд-сверхгигантов около -10^m.

Абсолютная звездная величина Солнца + 4,96^m.

До середины XIX века фотометрия космических объектов была исключительно визуальной: для измерения световых характеристик космических объектов использовался человеческий глаз.

В визуальных фотометрах блеск светила сравнивается с яркостью искусственного источника света, изменяемого с помощью дымчатого клина или системы поляризаторов. Точность измерений достигает 0,02^m.

В фотографической фотометрии измеряются размеры и степень почернения негативного изображения космического объекта, с точностью до 0,1^m-0,2^m.

С начала ХХ века применяются фотоэлектрические фотометры, обеспечивающие точность измерения до 0,1^m. Принцип их действия основан на применении светочувствительных фотоэлементов.

Основным инструментом современной астрофотометрии являются фотоэлектрические умножители (ФЭУ) (рис. 86).

Рис. 86. Схема ФЭУ

 В ФЭУ поток квантов света, падающий на фотокатод К, выбивает из него электроны (явление внешнего фотоэффекта), ускоряемые электрическим полем и попадающих на эмиттер Э₁, выбивая из него новые электроны, которые ускоряются и падают на второй эмиттер и т. д.; поток электронов падает на анод, возникший электрический ток регистрируется гальванометром. Точность измерений составляет свыше 0,01^m (до 0,003^m).

Электрофотометры способы уловить разницу в блеске менее 0,001^m (рис. 87).

Напоминаем принятое в физике (фотометрии) понятие светимости и применяем его для описания энергетических характеристик космических объектов:

Светимость (L) - количество энергии, излучаемой поверхностью светила в единицу времени. Светимость звезд выражается в абсолютных (энергетических) единицах или в сравнении со светимостью Солнца (L_¤ или L_Ä ).

,  L_¤ = 3,86× 10³³ эрг/с.

Светимость светил зависит от их размеров и температура излучающей поверхности. В зависимости от приемников излучения различают визуальную, фотографическую и болометрическую светимость светил.

Светимость светила связана с видимой и абсолютной звездной величиной светила:

, ,

.

Коэффициент А(r) учитывает поглощение света в межзвездной среде.

Осуществляем пропедевтическое знакомство школьников с астрономическими формулами, позволяющими рассчитывать основные физические характеристики космических объектов на основе данных астрономических наблюдений. Ученикам (пока) необязательно запоминать эти формулы: им достаточно знать об их существовании.

Светимость космических объектов тесно связана с их температурой: , где R_* - радиус светила, s - постоянная Стефана-Больцмана, s = 5,67× 10^-8 Вт/м^2× К⁴.

Так как площадь поверхности шара , а по уравнению Стефана-Больцмана , .

По светимости звезд можно определить их размеры:

По светимости звезд можно определить массу звезд:

Отражательную способность светил характеризует их альбедо. Альбедо равно отношению потока излучения, рассеянного по всем направлениям, к падающему на эту поверхность потоку излучения.

Для фотометрии планетных тел: , где Е₀ - освещенность на Земле, создаваемая планетой в полной фазе, Е - освещенность белого экрана размером с планету.

Альбедо зависит от химического состава космических тел и рельефа их поверхности, ее физического состояния и размеров тел. Сравнивая отражательную способность земных пород, минералов и различных химических соединений в разных физических состояниях с отражательной способностью поверхности планетных тел, можно сделать некоторые выводы о физической природе и химическом составе этих космических объектов.

Альбедо Земли равно 0,47; альбедо Венеры, из-за высоких отражательных свойств плотной атмосферы, равно 0,6; альбедо поверхности Луны, сложенной относительно темными горными породами, составляет 0,07.

Желательно хотя бы на чисто качественном уровне проследить цепочку обретения астрономических знаний (например, об основных параметрах звезд):

1) астрономические наблюдения и измерения блеска и годичного параллакса звезды, фотографирование ее спектра.
2) расчет расстояния до звезды;
3) расчет ее абсолютной звездной величины;
4) расчет ее светимости;
5) определение по вышеперечисленным формулам других физических характеристик звезды: ее температуры, размеров, массы.
6) определение по спектру звезды ее химического состава, скорости и направления движения, осевого вращения, магнитного поля и других внутренних и внешних параметров.

Следует отметить, что возможность определения ряда физических характеристик звезд (массы, размеров, светимости и т.д.) несколькими независимыми способами (на основе фотометрических данных, изучения спектров и т.д.) позволяет проверять и уточнять вышеупомянутые параметры, свидетельствует как об истинности и объективности и единстве законов физики для всей известной нам части Вселенной.

Изученные сведения закрепляются и обобщаются в ходе выполнения заданий по составлению классификационных схем и таблиц:

1. Составьте таблицу, отражающую применение спектрального анализа для определения физические характеристики основных типов космических тел (планетных тел, звезд, туманностей) и космических систем (планетных систем, звездных систем, галактик).

2. Составить классификационную схему методов астрономических исследований.

Задания выполняются сообща, всем классом, в ходе массового обсуждения под руководством и контролем учителя. Другой вариант выполнения заданий предусматривает работу по группам; вершиной ее должно стать обсуждение каждого группового варианта таблиц учащимися всего класса, а затем, на основе анализа и обобщения, построение итоговой таблицы.

Результатом деятельности учащихся должны стать табл. 13 и схема на рис. 88 (верхняя часть).

Табл. 13

Космические объекты	Физические характеристики	Тип и особенности спектра	Физические законы и способы определения характеристик объектов
Планетные тела: планеты; спутники планет; астероиды; кометы (эмиссионный спектр)	Химический состав	Линии и полосы поглощения на фоне спектр отражения звезды (Солнца)	По интенсивности и ширине спектральных линий и полос различных соединений с учетом температуры
	Температура
	Давление и плотность атмосфер
	Движение в пространстве: направление и относительная скорость		По эффекту Доплера
	Осевое вращение: направление и период
Звезды	Температура		По интенсивности и ширине линий различных элементов
	Давление (плотность)
	Химический состав		По интенсивности линий с учетом температуры
	Светимость		По ширине линий (обычно водородных) и сравнительной интенсивности некоторых линий. По эмпирически установленным зависимостям
	Вращение звезды и турбулентные движения вещества в ее верхних слоях		По эффекту Доплера эти движения расширяют линии, одновременно делая их профиль более "мелким"
	Движение звезды в пространстве: направление и относительная скорость		По эффекту Доплера
	Наличие и характеристики (индукцию) магнитного поля		По эффекту Зеемана-Штарка, приводящего к расщеплению спектральных линий
Туманности	Температура	Эмиссионные спектры	По относительной интенсивности линий отдельных элементов
	Плотность
	Химический состав
	Электронная концентрация и масса газа		По яркости туманности в непрерывном спектре
	Внутренние движения вещества и движение туманности как единого целого (направление, скорость)		По эффекту Доплера
Планетные системы	Существование планетной системы у звезды		По периодическим колебаниям всех линий и полос в спектре звезды
	Массы и периоды обращения планет		По характеристикам данных периодических смещений
Двойные звездные системы	Существование двойных и кратных систем звезд		В этом случае происходит периодический сдвиг или расщепление линий спектра
	Период обращения компонент
Галактики	Интегральный звездный состав		По наблюдаемым линиям в спектре поглощения и их интенсивности, а также по непрерывному спектру галактики
	Расстояние до галактики		По эффекту Доплера: лишь для далеких галактик по величине "красного смещения"
	Внутреннее движение вещества в галактике и распределение масс		По лучевым скоростям отдельных областей внутри галактики по эффекту Доплера и характеристики перемещения галактики как единого целого
	Количество "горячего" газа в галактике и особенности его распределения (состав)		По интенсивности эмиссионных линий в спектре различных участков галактики

 

Рис. 88. Классификация методов и инструментов астрономических исследований

 Альтернативной методикой проведения урока среди сильных учеников, в физико-математических классах может быть лекция, позволяющая изложить материал более глубоко и подробно. Можно предложить им, помимо предложенных заданий, в оставшееся до звонка время решить задачи на применение законов физики для расчета основных характеристик космических тел (звезд). Условия задачи были предложены В.М. Ступниковым [284]:

1. Максимум излучения в спектре Ригеля приходится на длину волны 193 нм, а у Капеллы – на длину волны 483 нм. Какова температура этих звезд?
2. Чему равен диаметр звезды, если ее температура 10⁴ К, а светимость 6× 10³ L_¤ ?
3. Задача, предложенная учащимся на городской астрономической олимпиаде (г. Магнитогорск):

Можно ли с помощью фотометра, установленного на телескопе, наблюдать звезды 12^m звездной величины, если от звезды 7^m такого же спектрального класса регистрируется 4000 квантов в секунду, а уровень шума фотометра составляет 100 квантов в секунду. Объясните ваши вычисления.

Замечания, рекомендации и дополнения к методике проведения уроков:

В пособии "Методика преподавания астрономии в средней школе" [174, с. 67-73] рекомендуется следующая методика изложения сведений о применении спектрального анализа в астрономии:

Последовательность изложения материала: 1) сообщить, что лучи света, создающие ощущение разного цвета, отличаются между собой только длиной волны электромагнитных колебаний; 2) показать простейший путь получения спектра с помощью спектроскопа и цветные фотографии спектров; 3) объяснить, при каких условиях (в газовой среде) возникают линии спектра. Чем выше плотность газа, тем он непрозрачнее, тем выше яркость сплошного спектра. Линии появляются при прохождении света через более холодную атмосферу звезды и т.д. 4) Рассказать об эффекте Доплера-Физо и его применении в астрономии. Рекомендуется обратить внимание на особенности изучения радиоспектров и "окна прозрачности" земной атмосферы.

Статья А.Д. Марленского, Ф.М. Порошина "Изучение спектрального анализа в курсе астрономии средней школы" [168] почти не содержит астрономического материала. Для учащихся XI класса предлагаемая методика формирования понятий достаточно сложна, но может применяться в педвузах в работе со студентами физико-математического факультета.

<< Предыдущая

Содержание

Следующая >>

Публикации с ключевыми словами: методика преподавания - преподавание астрономии - наблюдения - лабораторные работы - практические работы - учебная программа - учебные пособия - лекции - педагогический эксперимент - дидактика - контрольные работы - задача Публикации со словами: методика преподавания - преподавание астрономии - наблюдения - лабораторные работы - практические работы - учебная программа - учебные пособия - лекции - педагогический эксперимент - дидактика - контрольные работы - задача

См. также: Иллюзия одинаковых цветов Очные курсы дополнительного образования "Астрономия в современной школе" Загадочные зелёные пятна в облаках Астероидно-кометная опасность – грозит ли нам "Армагеддон" ? Лекторий Планетария открывает двери Syfy Poehali Party в Политехническом музее Исследование кометы 2010 года по наблюдениям с космической орбитальной обсерватории SOHO. Все публикации на ту же тему >>