Вестник Научен вестник. Правила за форматиране на статии на списанието Научен вестник на Белгородския държавен университет
Борис Стърн,
вед. научен колеги Институт за ядрени изследвания РАН, главен редактор TrV-Наука
„Троичен вариант“ № 7 (251), 10 април 2018 г
Коя е най-близката до нас планета, подходяща за живот на земята? Авторът на тази бележка в книгата си „Ковчег 47 Везни“ го е поставил на разстояние 60 светлинни години. Оценката беше направена директно с помощта на данни от Kepler. Оказа се, че тази стойност е силно надценена.
И така, Ерик Петигура, Андрю Хауърд и Джеф Марси (Erik A. Petigura, Andrew W. Howard, Geoffrey W. Marcy,) измерват вероятността планета, подобна на Земята около звезда, подобна на Слънцето, да бъде открита в данните от Кеплер космическа обсерватория. Според техните изчисления тази вероятност е само около процент (може би два или три), тъй като Кеплер е работил по основната програма твърде кратко време, за да може уверено да изолира слаб сигнал от далечни земи. Следователно има много по-далечни земи, отколкото предполага авторът, а най-близката е само на 15–17 светлинни години от нас. Други автори потвърждават тази оценка и дори леко я изместват към по-голям оптимизъм.
Но къде точно се намира тази планета? Всички звезди като Слънцето на такова разстояние са идеално видими с невъоръжено око и отдавна са именувани. Кой от тях има планета, подходяща за земен живот? Ще успеем ли да го открием в обозримо бъдеще?
„Сега, движейки се по светлинния лъч...“
Нека припомним, че повечето екзопланети са открити по два начина: метод на радиална скорост и метод на транзит. Първият метод - той беше исторически първият, тъй като с негова помощ бяха открити първите планети. В този случай изследователите търсят слаби периодични колебания в скоростта на звездата по линията на видимост: ако една планета се върти около звездата, звездата също се върти около същия център на тежестта като планетата. Следователно скоростта на звездата, измерена чрез доплеровото изместване на спектралните линии, се модулира от въртенето на планетата.
Когато първата екзопланета беше открита около звезда като Слънцето през 1995 г., чувствителността на метода беше малко по-добра от десет метра в секунда. С течение на времето беше доведено до метър в секунда, дори малко по-добре. Юпитер кара Слънцето да се движи със скорост от 10 m/s, която лесно се измерва. Земята е само 10 сантиметра в секунда, което изглежда безнадеждно за откриване с този метод.
Вторият метод е по-чувствителен, но много селективен. Работи, ако имате късмет: равнината на орбитата на планетата трябва да минава през линията на видимост между наблюдателя и звездата. Тогава планетата за нашия наблюдател ще пресече диска на звездата, като леко я затъмнява. В този случай се нарича транзит.
Съответната вероятност за Земята от гледна точка на далечен наблюдател е 1/200. Ако планетата е по-близо до звездата, тогава вероятността е по-голяма: тя е равна на съотношението на радиуса на звездата към радиуса на орбитата. Но ако имате късмет и планетата е в транзит, тогава тя се вижда от огромни разстояния (до две хиляди светлинни години), дори и да не е по-голяма от Земята. Земята засенчва Слънцето за далечен наблюдател само с една десетохилядна, но това е идеално измерено, ако изчакате няколко такива затъмнения. Освен това има надежда да се открият атмосфери около много транзитни планети.
Но нека помним, че транзитният метод работи само много избирателно. Най-близката система, която изследователите имаха късмета да намерят, беше TRAPPIST-1 (вижте), звезда червено джудже на 40 светлинни години. В близост до него са открити 7 планети от земен тип, три от които са в обитаемата зона. Уви, червеното джудже изобщо не е приятелска звезда за цял живот (вижте). Но откритието все още е обнадеждаващо, обещаващо много планети, добри и различни, в непосредствена близост. Ако говорим за червени джуджета, тогава за тях методът на радиалната скорост може да идентифицира и малки планети в обитаемата зона. Първо, в този случай звездата е по-лека, и второ, обитаемата зона е много по-тясна, защото планетата се движи по-бързо. И този метод работи за най-близката звезда - Проксима Кентавър. През 2016 г. беше открито, че има планета с маса, близка до тази на Земята, която получава приблизително същото количество топлина като Земята.
Уви, Проксима Кентавър е същото червено джудже, и то много активно: неговите рентгенови изригвания се записват от орбитални обсерватории. IN в такъв случайрадиалните флуктуации в скоростта на звездата са ±1,7 m/s, много пъти по-големи, отколкото за планета, подобна на Земята, в обитаемата зона на звезда, подобна на Слънцето. Уви, перспективите за живот на такава планета са много мрачни.
Скоро те откриха друга близка планета, подобна на Земята, близо до червеното джудже Рос 129, на 11 светлинни години. В този случай звездата е по-тиха по отношение на изригванията, но червеното джудже има и други вредни свойства.
Съвсем естествено е следващите открития на екзопланети да бъдат свързани с червените джуджета. В допълнение към факта, че техните планети са по-лесни за наблюдение, има порядък повече червени джуджета, отколкото звезди от слънчев клас. Изглежда, че в близко бъдеще колекцията от близки и най-вероятно безплодни екзопланети около червените джуджета ще бъде попълнена и обещаващи планети ще бъдат намерени някъде в рамките на сто светлинни години от нас. А близките земи, подходящи за обитаване, ще останат неизвестни до настъпването на несигурни по-добри времена, когато хората се научат да правят и ще могат да финансират космически интерферометри.
„Знанието се е увеличило ужасно“
Междувременно методът на радиалната скорост не стои неподвижен. Първо, оборудването беше подобрено до краен предел. Един от най-добрите инструменти, който отдавна е постигнал точност от 1 m/s, HARPS (High Accuracy Radial Velocity Planet Searcher), се използва от много години в Европейската южна обсерватория (ESO). Спектрометърът е в експлоатация от 2002 г. и всичко, което измерва, се архивира.
Търсенето на екзопланети отдавна е до голяма степен въпрос на архивни разкопки. И така, преди няколко години група английски и американски изследователи започнаха атака срещу най-близката до нас единична звезда от слънчев тип, прославена от Висоцки и превърнала се в културен мем - Тау Кит. Той е малко по-малък от Слънцето (0,7 по маса и 0,5 по светимост), малко по-стар (5,8 милиарда години, но ще живее по-дълго) и по-спокоен. Тау Кит няма гигантски планети, поне в орбити с не също дълъг периодобжалвания.
Екипът използва архивирани данни на HARPS от 2002 до 2013 г., през което време са извършвани редовни наблюдения на Tau Ceti. През тези години са взети 9000 спектъра. Архивирани са не оригиналните спектри, а резултатите от тяхната обработка, съдържащи стойности на радиалната скорост, изчислени от различни спектрални интервали, както и различни Допълнителна информация. Както вече казахме, точността на метода е около метър в секунда, но това е, ако действате „челно“. Всъщност точността е ограничена не от спектрометъра, а от „шума“ на звездата - нейното кипене, въртене, изригвания и други подобни.
Основното нещо, което изследователите успяха да направят, беше да проучат добре този шум, използвайки архивни данни и да създадат „фонов модел“ (в две версии), който според авторите им позволява да постигнат точност от 20 cm / s. Това вече е близо до заветните 10 cm/s, когато започнат да текат истински земи. Въпреки това, дори при ниво от 20 cm/s може да има много „обитаеми планети“, а системата Tau Ceti е точно такъв случай.
Първите обнадеждаващи резултати за Tau Ceti бяха получени през 2013 г. След това в архивните данни откриха индикация за 5 планети с маси, по-големи от земните, но не толкова големи, че да изскочат от класа на Земята. Периодите им на обръщение според първите резултати са 14, 35, 94, 168 и 642 дни. Масите бяха слабо определени; всичко, което можеше да се каже със сигурност, беше, че всички кандидати за планети бяха значително по-тежки от Земята.
Оттогава екипът се разрасна, методите за обработка на данни бяха подобрени и нови резултати от работата на изследователите бяха публикувани миналата година. Съществуването на планети с периоди от 14, 35 и 94 дни не е потвърдено. Но съществуването на планети с периоди от 168 и 642 дни е потвърдено за повече високо нивонадеждност (периодите са леко изместени).
Намерени са планети с нови периоди от 20 и 49 дни и също с добра достоверност. Масите на планетите са много по-добре определени. Вярно, екипът измерва не масата, а комбинацията Мгрях ( аз), Където аз- ъгълът между орбиталната ос и зрителната линия, тоест минималната маса. Стойностите на минималните маси на откритите планети са както следва: 1,7; 1.8; 3,9; 3.9 Земни маси. Грешките варират от 0,3 до 1,3 земни маси.
Могат ли тези резултати да се считат за абсолютно надеждни и категорични? Статистическата значимост на горните периоди е висока, но други значими пикове се виждат в спектъра на мощността на кривата на светлината на Тау Кит. Това се дължи главно на така наречения проблем с „псевдонимите“ - поради дискретния характер на наблюденията възникват артефакти, които симулират периодичен сигнал. Например, има и пик на 1000 дни, който авторите на статията смятат за псевдоним на 640-дневния пик. Като цяло работата на изследователите трябва да продължи с нови данни, но надеждата, че съществуването на описаните по-горе планети ще бъде потвърдено, е доста голяма.
„Не са ли същите условията на Тау Кит?“
Фигурата показва планетарните системи на Тау Кит и Слънцето по отношение на обитаемата зона на звездите. Обитаемата зона, разбира се, е относително понятие - климатът на планетата силно зависи от нейната атмосфера. В цитираната работа обсъждането на „обитаемостта“ на планетите е сведено до минимум. Планета дполучава приблизително същото количество топлина като Венера (която може да е била обитаема, докато не настъпи парниковата катастрофа).
На свой ред планетата f- колкото Марс (който вероятно е бил обитаем, докато не е загубил почти цялата си атмосфера). Между тях се появява друга по-малка маса - тогава това би била Земята в лицето. Струва ли си да залагате? Не знам, но във всеки случай ще отнеме много време да чакам отговор.
Планетата с най-голяма вероятност да поддържа живот f. Такава тежка планета трябва да има доста плътна атмосфера парников ефект, което може да го направи по-гостоприемен от ранния Марс, на който реките са се вливали в моретата.
Но Tau Ceti също има утежняващо обстоятелство, макар и не толкова фатално, колкото това на червените джуджета. Измерванията, направени от субмилиметровия интерферометър ALMA, показаха, че около звездата има доста много прах - праховият пояс се простира от около 10-20 до 60-70 астрономически единици. Там има порядък повече прах, отколкото в Слънчевата система. Самият прах е безвреден, но там, където го има, има астероиди, които също са значително по-многобройни от нашите. Това донякъде прилича на нашия пояс на Кайпер, само че е по-плътен и по-близо до звездата.
Туоми М., Джоунс Х. Р. А., Дженкинс Дж. С. и др. 2013 // A&A, 551, A79.Feng F., Tuomi M., Jones H. R. A., Barnes J., Anglada-Escudé G., Vogt S. S. и Butler R. P. // Астрономическият вестник. Том 154, номер 4. 05.09.2017 г.
Изображение на звездата Тау Кит, видими три планети, синя планета вдясно, потенциално обитаема
Астрономите откриха четири екзопланети, обикалящи около Тау Сети, една от най-близките до нашата слънчева система, чиято температура и светимост са почти равни на тези на Слънцето.
Ако има планети и една от тях е на правилното разстояние от звездата, тя ще има умерена температура, което ще й позволи да има океани от течна вода и дори живот. Но не бързайте да опаковате нещата си, откритието все още се нуждае от потвърждение.
Намира се само на 12 светлинни години от Земята, само три пъти по-далеч от най-близкото ни Слънце, Алфа Кентавър.
Толкова много прилича на нашата звезда, че астрономът Франк Дрейк, който за дълго времетърси радиосигнали от възможни извънземни цивилизации, което я прави първата цел за търсене през 1960 г.
За разлика от повечето звезди, които са слаби, хладни и малки,
Тау Кит - светло жълтозвезда от главна последователност G-тип.
Само една от 25 звезди може да се похвали с подобни характеристики. Освен това, за разлика от , който също е тип G и има планети, Тау Кит няма спътник, така че орбитите на планетите няма да бъдат засегнати от гравитационно влияние.
Открити екзопланети
Астрономът Мико Туоми от Университета на Хартфордшър в Обединеното кралство и колегите му анализираха повече от 6000 наблюдения от телескопи в Чили, Австралия и Хавай. Изследователите съобщават, че малки промени в движението на звездата предполагат, че тя може да бъде подложена на гравитационното влияние на пет планети, чиято маса варира от две до седем земни маси.
Ако откритието се потвърди, тогава и петте планети са близо до своята звезда, по-близо от нашия Марс.
Излъчва 45% по-малко светлина от Слънцето, така че всяка планета получава по-малко топлина от планета на същото разстояние в Слънчевата система.
Двете вътрешни планети, обозначени с B, C, вероятно са твърде горещи, за да поддържат живот. Те са толкова близо, че им трябват само 14 и 35 дни, за да направят едно завъртане около звездата.
Третата планета може да има условия за живот, тя е около четири пъти по-масивна от Земята. Ако живеехте там, щяхте да видите жълто слънце в небето и годината ви щеше да продължи 168 дни. Това е така, защото планета D се намира малко по-близо до звездата си от Венера и следователно се върти по-бързо, отколкото Земята обикаля около Слънцето. Четвъртата и най-външна планета, наречена E, прави една обиколка на всеки 640 дни и е малко по-близо до звездата си, отколкото Марс до Слънцето.
И четирите планети са скалисти, но само двете планети, които са най-отдалечени от Тау Кит, са потенциално обитаеми. В същото време те вероятно ще бъдат постоянно бомбардирани от комети и астероиди, тъй като звездата е заобиколена от диск от масивни отломки.
Те са около два пъти по-стари от нашите.
Следователно една подходяща планета би имала достатъчно време да развие живот, много по-напреднал от нашия. Това може да обясни защо никой от Тау Кит никога не е контактувал с такива примитивни същества като нас)
Съзвездието Кит е едно от най-големите в небето. Той включва точно 100 звезди, видими с просто око. Коя е най-ярката? Въпросът изглежда много прост, но отговорът не е съвсем обичаен - „в зависимост от това кога“. Да, в различни моменти от време зададеният въпрос позволява различни отговори. И тайната на тази странна позиция е, че най-ярката (понякога) звезда в съзвездието Кит също е променлива звезда.
Това е забелязано за първи път от съвременника на Галилей и един от най-добрите наблюдатели на онази епоха, германеца Давид Фабрициус. Откритието стана напълно случайно. Сутринта на 13 август 1596 г. Фабрициус наблюдава Меркурий. По това време нямаше телескопи и Фабрициус щеше да измери ъгловото разстояние от планетата до звездата на 3 метра от съзвездието Кит. Той никога преди не беше виждал тази звезда, не я намери на звездни карти или звездни глобуси от онова време. И двете обаче бяха неточни и пропускането на някоя не много ярка звезда не беше изключение.
Въпреки това, като много внимателен наблюдател, Фабриций започна да следва непознатата звезда. До края на август яркостта му се увеличи до 2 m, но след това през септември звездата избледня, а в средата на октомври напълно изчезна. Напълно уверен, че това е нова звезда, подобна на тази, наблюдавана от Тихо Брахе през 1572 г., Фабрициус спря да наблюдава. Представете си изненадата на Фабрициус, когато тринадесет години по-късно, през 1609 г., той отново видя удивителната звезда!
До средата на 17в. Най-накрая се установи, че мистериозната звезда от съзвездието Кит е променлива звезда с много дълъг период на промяна на яркостта и голяма амплитуда. Така за първи път в Европа е открита променлива звезда в пълния смисъл на думата, оглавяваща специален клас дългопериодични променливи звезди. Хевелий също нарича необикновената звезда от съзвездието Кит „Удивителна“ или „Чудна“ (на латински „Myra“). Безопасно е да се каже това физични свойстваСветовете напълно оправдават името си.
Mira Kita (o Kita) варира блясъка си в диапазона от 3,4 m до 9,3 m. С други думи, при максимална яркост тя е една от най-ярките звезди в съзвездието, а при минимална е недостъпна дори за добър бинокъл (фиг. 39).
Нека направим резервация, че посочихме средните стойности на яркост на Mira в моментите на максимум и минимум. Понякога Мира става 2,0 m звезда, тоест най-ярката звезда в съзвездието Кит. Също така се случва, че при минимална яркост тя отслабва до 10,1 m. Периодът не остава постоянен - само средно той е 331,62 дни. Формата на светлинната крива също се променя значително от период на период. Тази променливост прави Мира и други дългопериодични променливи различни от цефеидите, с техните почти стабилни периоди и светлинни криви.
Както Mira, така и всички други променливи от същия тип без изключение са студени червени гиганти с много ниска повърхностна температура (около 2300 K). Техните атмосфери са толкова студени, че спектрите на променливите звезди с дълъг период съдържат обилни ивици на поглъщане на различни химични съединения (по-специално титанов и циркониев оксид). Тези съединения са много чувствителни дори към малки температурни колебания, които веднага се отразяват в колебания в интензитета на лентите. Поради тази причина флуктуациите в яркостта на дългопериодичните променливи във видимия диапазон на спектъра имат много голяма амплитуда, докато общото излъчване на звездата варира в много по-малки граници.
В спектъра на Мира и подобни звезди по време на периоди на максимална яркост се появяват ярки емисионни линии, които принадлежат на водород и някои метали. При минимална яркост те се превръщат в линии на поглъщане. Дългопериодичните променливи пулсират, точно като цефеидите; това ясно се доказва от периодичните измествания на линиите в техните спектри (фиг. 40)
Как можем да обясним променливостта на Мира и други звезди от този клас? Когато червените гиганти пулсират, повърхностната им температура също се променя, което веднага се отразява (това не е случаят с по-горещите цефеиди) оптични свойстваатмосфери С повишаване на температурата химични съединениясе разлагат и атмосферата става по-прозрачна; при охлаждане се случва обратното. Забележителна ролясъщо принадлежи към онези горещи водородни маси, които изригват в атмосферата по време на епохи на максимална яркост и допълнително увеличават яркостта на звездата (именно те дават ярките „емисионни“ линии в спектъра). Това е най-правдоподобното обяснение за удивителните промени, които редовно се случват в Mira Ceti. През 1919 г. е забелязано, че спектърът на Мира е насложен от втори спектър, принадлежащ на някаква много гореща бяла звезда: четири години по-късно, много близо до Мира, на разстояние само 0,9″, е открит спътник - гореща звезда на 10 m . Очевидно заобикаля главната звезда за няколкостотин години. Има подозрение, че този спътник от своя страна е променлива звезда от неизвестен тип. Близка, в буквалния смисъл на думата, общност от двама напълно различни физически характеристикизвездите и променливите при това са много интересни.
Можем само да се радваме, че нашето Слънце не принадлежи към класа на дългопериодичните променливи. Излъчването на Мира (във видимия диапазон на спектъра) се променя от максимум до минимум стотици пъти! Ако се колебаеше толкова рязко слънчева радиация, това би имало най-пагубен ефект върху органичния свят на Земята. Малко вероятно е това да е причината обитаемите планети да се въртят около Мира и подобни звезди.
Намерете в съзвездието Кит ярка звезда 3,5 м, за което може да се каже, може би, напълно обратното. Това? Кита, който получи последните годиниширока известност. Не е трудно да го намерите на звездната карта.
Tau Ceti има много бързо задвижване. В течение на една година той се измества в небето с почти 2″. Това е сигурен знак, че звезда е близо до Земята. И наистина? Цети е една от най-близките звезди. Разстоянието до него е само 12 светлинни години.
Tau Ceti е звезда жълто джудже, подобна на нашето Слънце, само малко по-малка и по-хладна. Приликата, макар и непълна, е очевидна в много характеристики. Подобно на Слънцето, той очевидно се върти бавно около оста си (за Слънцето този период е средно близо до месец). Междувременно горещите звезди от спектрален клас А и по-ранните „по-ранни“ се въртят около осите си много бързо, около стотици пъти по-бързо от слънцето. Започвайки от звезди от спектрален клас F, се наблюдава рязък скок в посока на намаляване на скоростта на въртене. Има основателни причини да се мисли, че този скок е причинен от влиянието на планети, обикалящи около по-хладни звезди. Тези планети, както и в нашата Слънчева система, са поели лъвския дял от общия "резерв от импулс" (ъглов момент) и следователно звездите, около които обикалят, имат много бавно аксиално въртене.
Поради всички тези причини се подозира, че? Не само, че Ceti прилича на Слънцето, но може да има обитаеми планети, които кръжат около него! Това подозрение е толкова сериозно, че по едно време радиотелескопите на американските астрономи внимателно „слушаха“? Кийт, надявайки се да получим радиосигнали от нашите далечни „братя по ум“. Засега космосът мълчи, но кой може да гарантира, че това изключително смело начинание няма някой ден да завърши с брилянтно откритие, което създава напълно нова ера?
В съзвездието Кит има още един забележителен обект - променливата звезда UV Ceti, разположена недалеч от звездата? това съзвездие. Тя ръководи специална група от пламнали звезди. Тази червена звезда джудже от спектрален клас M5 понякога е много краткосрочен(няколко десетки секунди!) увеличава яркостта си от 13-та (обичайна) до 7-ма величина; след това блясъкът му бавно намалява. Връщането на звездата в нормално състояние отнема от 10-20 минути до няколко часа. Самите UV Whale изригвания се повтарят средно на всеки 20 часа. Използвайте своя бинокъл или UV телескоп, за да намерите кит и да видите в какво състояние е в момента. И ако е възможно, наблюдавайте промяната в блясъка му.
В близост до Слънцето вече са известни около 80 звезди от типа UV Ceti.Няколкостотин звезди от този тип са открити в съседни звездни купове. Любопитно е, че най-близката до нас звезда Проксима Кентавър също принадлежи към звездите от типа UV Ceti.
По време на изригването звездите тип UV Ceti отделят енергия от порядъка на 10 33 erg. В същото време те отделят горещи (повече от 10 000 K) облаци от газове в околното пространство. Очевидно такива изригвания са от подобен характер на хромосферните изригвания на Слънцето, но се различават от тях в много по-голям мащаб.
Академик В. А. Амбарцумян и неговите поддръжници смятат, че изригванията на звезди тип UV Ceti са свързани с освобождаването на относително малки порции „предзвездна материя“ от техните дълбини. Все още има твърде малко надеждни познания по този въпрос, за да се направят окончателни преценки. Въз основа на редица характеристики звездите от тип UV Ceti очевидно принадлежат към групата на младите звезди.
Един от най-трудните проблеми съвременна естествена наука- проблемът за произхода и еволюцията на космическите тела. Поради факта, че скоростта на светлината е ограничена стойност (300 000 km/s), ние винаги виждаме Вселената в миналото, а в по-далечното минало, колкото по-далеч е обектът от нас. За тела слънчева систематози ефект, разбира се, не играе съществена роля. (Например, ние винаги виждаме Слънцето такова, каквото е било преди 8 минути.) Но за далечните звездни системи „закъснението“ във времето се оказва толкова значително (милиони и милиарди години), че придвижването в дълбините на Вселена, ние едновременно проникваме в нейното далечно минало. Например квазарите вероятно са едни от най-древните обекти във Вселената. Ако всъщност историята на нашата Вселена е започнала преди 15 милиарда години с Големия взрив, тогава квазарите, на 10-12 милиарда светлинни години от нас, са първичните форми на космическа материя.
Година неизвестна.
Раздел ХИМИЯ
Проблеми на рационалното използване на отпадъците от циментовата промишленост
Оптимизиране на процеса на окислително разрушаване на неонол аф 9-12
Метод за използване на logp в HPLC. I. Общи положения
Метод за използване на logp в HPLC. II. Задържане на ароматни съединения
Синтез и свойства на желязосъдържащи слоести двойни хидроксиди
Индекси на реактивност при електрофилно заместване на индолови производни
Използване на кондуктометрия за определяне на термодинамичните функции на образуването на мицели на натриев тридецил сулфосукцинат
Разработване на опростена версия на кинетичния метод "желязо-роданид" за определяне на следи от йод
Химични и минералогични характеристики на местни и обогатени глини от Белгородска област на находището Поляна
Разработване на ентеросорбент на базата на глини от Белгородска област
Определяне на триглицеридния и мастнокиселинния състав на растителни масла
Изследване на общото съдържание и съдържанието на подвижни форми на кадмий в почвите на индустриалния район Губкински-Стари Оскол
Раздел Ботаника, генетика, интродукционен проблем на интродукция на растения: основни области на изследване
Хемосистематика: основни принципи и характеристики
Относно систематичното разположение на скоростните кладенци в района на Белгород
Биологични особености на някои видове от род Sedum l. В рязко континентален климат
Фитонцидни свойства на оранжерийните растения (съобщение 1)
За семенната продуктивност на фуражния фасул
Жизнени форми на видове от семейството. Rosaceae juss.
Софийска вълчица във флората на района на Белгород
Влиянието на фитонцидността на растенията върху съдържанието на микроорганизми във въздуха на закрито (съобщение 2)
Проблемът с класифицирането на плевелите
Проучване на сортове Колумбова трева в условията на Белгородска област
Селекция и филогенеза на черницата
Сравнителна оценка на фотосинтетичната продуктивност на някои нови сортове картофи, отглеждани в условията на Белогорье
Мразоустойчивост на зимен ечемик и алелно състояние по локуси, контролиращи качествени биохимични и морфологични признаци
Модификация на метода за определяне на качеството на пшеничен глутен с помощта на уред IDK-1
Предварителни резултати от таксономичната ревизия на някои видове
Фасадна зеленина като източник на кислород за рода Galeopsis в централната част на Европейска Русия
Раздел Екология и методология
Използване на информация значими показателиФлуктуации на меланизирания модел на пронотума на войнишката буболечка в биоиндикацията на сухоземните екосистеми
Еколого-валеологичен подход в обучението по химия
Педагогически изследвания на студенти в екологизиран курс по методика на обучение по биология
Използване на задачи с екологично съдържание в гимназиален курс по химия
Ролята на химичния експеримент в успешната професионална и педагогическа подготовка на студентите от педагогическите университети
Екологично образование в училище