Аморфный лед (некристаллический или «стекловидный» лед) - это аморфная твердая форма воды. Обычный лед - это кристаллический материал, в котором молекулы регулярно расположены в гексагональной решетке, тогда как аморфный лед не имеет дальнего порядка в его молекулярном расположении. Аморфный лед получают либо путем быстрого охлаждения жидкой воды (поэтому молекулы не успевают сформировать кристаллическую решетку ), либо путем сжатия обычного льда при низких температурах.
Хотя почти весь водяной лед на Земле представляет собой знакомый кристаллический лед I h , аморфный лед преобладает в глубинах межзвездной среды , что делает его, вероятно, наиболее распространенной структурой H 2 O во Вселенной в целом. [1]
Подобно тому, как существует множество различных кристаллических форм льда (в настоящее время известно более семнадцати), существуют также различные формы аморфного льда, различающиеся в основном своей плотностью .
Формирование
Производство аморфного льда зависит от высокой скорости охлаждения. Жидкую воду необходимо охладить до температуры стеклования (около 136 К или -137 ° C) за миллисекунды, чтобы предотвратить спонтанное зарождение кристаллов. Это аналогично производству мороженого из разнородных ингредиентов, которые также необходимо быстро замораживать, чтобы предотвратить рост кристаллов в смеси.
Давление - еще один важный фактор в образовании аморфного льда, и изменения давления могут привести к превращению одной формы в другую.
В воду можно добавлять криопротекторы (например, антифриз ) для снижения температуры замерзания и увеличения вязкости, что препятствует образованию кристаллов. Стеклование без добавления криопротекторов может быть достигнуто очень быстрым охлаждением. Эти методы используются в биологии для криоконсервации клеток и тканей.
Формы
Аморфный лед низкой плотности
Аморфный лед низкой плотности , также называемый LDA , осажденный из паровой фазы аморфный водяной лед или аморфная твердая вода (ASW), обычно образуется в лаборатории путем медленного накопления молекул водяного пара ( физическое осаждение из паровой фазы ) на очень гладкой поверхности металлического кристалла под 120 К. Ожидается, что в космосе он будет формироваться аналогичным образом на различных холодных субстратах, например, на частицах пыли. [2]
При температуре стеклования (T g ) от 120 до 140 K LDA более вязкая, чем обычная вода. Недавние исследования показали, что вязкая жидкость остается в этой альтернативной форме жидкой воды до температуры где-то между 140 и 210 K, температурного диапазона, который также населен льдом I c . [3] [4] [5] LDA имеет плотность 0,94 г / см 3 , менее плотную, чем самая плотная вода (1,00 г / см 3 при 277 K), но более плотная, чем обычный лед ( лед I h ).
Напротив, гиперзатушенная стекловидная вода (HGW) образуется при распылении мелкодисперсного водяного тумана из капель воды в жидкость, такую как пропан, около 80 К, или путем сверхзатушения мелких капель микрометрового размера на держателе образцов, поддерживаемом при температуре жидкого азота , 77 К. , в вакууме. Для предотвращения кристаллизации капель требуются скорости охлаждения выше 10 4 К / с. При температуре жидкого азота 77 K HGW кинетически стабильны и могут храниться в течение многих лет.
Аморфный лед высокой плотности
Аморфный лед высокой плотности ( HDA ) может быть сформирован путем сжатия льда I h при температурах ниже ~ 140 K. При 77 K HDA образуется из обычного природного льда при давлении около 1,6 ГПа [6] и из LDA при давлении около 0,5 ГПа [7]. (примерно 5000 атм). При этой температуре его можно восстановить до атмосферного давления и хранить в течение неопределенного времени. В этих условиях (атмосферное давление и 77 К) HDA имеет плотность 1,17 г / см 3 . [6]
Питер Дженнискенс и Дэвид Ф. Блейк продемонстрировали в 1994 году, что форма аморфного льда высокой плотности также создается во время осаждения паров воды на низкотемпературных (<30 К) поверхностях, таких как межзвездные зерна. Молекулы воды не полностью выравниваются, чтобы создать структуру открытой клетки из аморфного льда низкой плотности. Многие молекулы воды оказываются в интерстициальных позициях. При нагревании выше 30 К структура выравнивается и переходит в форму с низкой плотностью. [3] [8]
Аморфный лед очень высокой плотности
Аморфный лед очень высокой плотности ( VHDA ) был обнаружен в 1996 году Осаму Мисимой, который заметил, что HDA становится более плотным при нагревании до 160 К при давлении от 1 до 2 ГПа и имеет плотность 1,26 г / см 3 при атмосферном давлении и температуре. 77 К. [9] Недавно было высказано предположение, что этот более плотный аморфный лед был третьей аморфной формой воды, отличной от HDA, и было названо VHDA. [10]
Аморфный лед в Солнечной системе
Характеристики
Обычно аморфный лед может образовываться ниже ~ 130 К. [11] При этой температуре молекулы воды не могут образовывать кристаллическую структуру, обычно встречающуюся на Земле. Аморфный лед может также образовываться в самой холодной области атмосферы Земли, в летней полярной мезосфере, где существуют серебристые облака . [12] Эти низкие температуры легко достигаются в астрофизических средах, таких как молекулярные облака, околозвездные диски и поверхности объектов во внешней Солнечной системе. В лаборатории аморфный лед превращается в кристаллический, если он нагревается выше 130 К, хотя точная температура этого преобразования зависит от окружающей среды и условий роста льда. [13] Реакция необратима и экзотермична, с выделением 1,26–1,6 кДж / моль. [13]
Дополнительным фактором, определяющим структуру водяного льда, является скорость осаждения. Даже если он достаточно холодный, чтобы образовался аморфный лед, кристаллический лед будет образовываться, если поток водяного пара на подложку меньше, чем критический поток, зависящий от температуры. [14] Этот эффект важно учитывать в астрофизической среде, где поток воды может быть низким. И наоборот, аморфный лед может образовываться при температурах выше, чем ожидалось, если поток воды высок, например, при внезапном замораживании, связанном с криовулканизмом .
При температурах ниже 77 К облучение ультрафиолетовыми фотонами, а также высокоэнергетическими электронами и ионами может повредить структуру кристаллического льда, превратив его в аморфный лед. [15] [16] Аморфный лед, по-видимому, не подвергается значительному воздействию излучения при температурах ниже 110 К, хотя некоторые эксперименты показывают, что излучение может снизить температуру, при которой аморфный лед начинает кристаллизоваться. [16]
Обнаружение
Аморфный лед можно отделить от кристаллического льда на основе его ближнего и инфракрасного спектра. В ближнем ИК диапазоне характеристики линий поглощения воды 1,65, 3,1 и 4,53 мкм зависят от температуры льда и порядка кристаллов. [17] Пиковая сила полосы 1,65 мкм, а также структура полосы 3,1 мкм особенно полезны для определения кристалличности водяного льда. [18] [19]
В более длинных инфракрасных длинах волн аморфный и кристаллический лед имеют характерно разные полосы поглощения при 44 и 62 мкм, так как кристаллический лед имеет значительное поглощение на 62 мкм, а аморфный лед - нет. [16] Кроме того, эти полосы можно использовать в качестве индикатора температуры при очень низких температурах, когда другие индикаторы (например, полосы 3,1 и 12 мкм) не работают. [20] Это полезно для изучения льда в межзвездной среде и околозвездных дисках. Однако наблюдение за этими особенностями затруднено, потому что атмосфера непрозрачна для этих длин волн, что требует использования космических инфракрасных обсерваторий.
Молекулярные облака, околозвездные диски и изначальная солнечная туманность
Молекулярные облака имеют чрезвычайно низкие температуры (~ 10 К), что вполне соответствует режиму аморфного льда. Наличие аморфного льда в молекулярных облаках подтверждено наблюдениями. [21] Когда молекулярные облака коллапсируют, образуя звезды, не ожидается , что температура образовавшегося околозвездного диска поднимется выше 120 К, что указывает на то, что большая часть льда должна оставаться в аморфном состоянии. [14] Однако, если температура поднимается достаточно высоко, чтобы сублимировать лед, он может повторно конденсироваться в кристаллическую форму, поскольку скорость потока воды настолько мала. Ожидается, что это будет иметь место в околозвездном диске IRAS 09371 + 1212, где наблюдались признаки кристаллизованного льда, несмотря на низкую температуру 30–70 К. [22]
Для первичной солнечной туманности существует большая неопределенность в отношении кристалличности водяного льда во время фаз формирования околозвездного диска и планет. Если первоначальный аморфный лед пережил коллапс молекулярного облака, то он должен был сохраниться на гелиоцентрических расстояниях за пределами орбиты Сатурна (~ 12 а.е.). [14]
Кометы
Свидетельство аморфного льда в кометах обнаруживается в высоких уровнях активности, наблюдаемых в долгопериодических кометах, кометах семейства Кентавр и Юпитер на гелиоцентрических расстояниях, превышающих ~ 6 а.е. [23] Эти объекты слишком холодны для того, чтобы сублимация водяного льда, который приближает кометную активность ближе к Солнцу, не может оказать большого влияния. Термодинамические модели показывают, что температура поверхности этих комет близка к температуре перехода аморфный / кристаллический лед в ~ 130 К, что подтверждает это как вероятный источник активности. [24] Неконтролируемая кристаллизация аморфного льда может производить энергию, необходимую для питания вспышек, подобных тем, которые наблюдались у кометы Центавра 29P / Швассмана – Вахмана 1. [25] [26]
Объекты пояса Койпера
При температурах радиационного равновесия 40–50 K [27] ожидается, что объекты в поясе Койпера будут иметь аморфный водяной лед. Хотя водяной лед наблюдался на нескольких объектах [28] [29], крайняя слабость этих объектов затрудняет определение структуры льда. Признаки кристаллического водяного льда наблюдались на 50000 Квавар , возможно, из-за событий восстановления поверхности, таких как удары или криовулканизм. [30]
Ледяные луны
Спектрометр ближнего инфракрасного диапазона (NIMS) на космическом корабле НАСА Galileo спектроскопически нанес на карту поверхность льда спутников Юпитера Европа , Ганимед и Каллисто . Температуры этих спутников колеблются от 90 до 160 К [31] , что достаточно тепло, чтобы аморфный лед, как ожидается, кристаллизовался в относительно короткие сроки. Однако было обнаружено, что Европа состоит в основном из аморфного льда, у Ганимеда есть как аморфный, так и кристаллический лед, а Каллисто в основном кристаллический. [32] Считается, что это результат конкурирующих сил: термическая кристаллизация аморфного льда по сравнению с превращением кристаллического льда в аморфный поток заряженных частиц с Юпитера. Ближе к Юпитеру, чем три других луны, Европа получает самый высокий уровень радиации и, следовательно, благодаря облучению имеет самый аморфный лед. Каллисто находится дальше всего от Юпитера, получает наименьший поток радиации и, следовательно, сохраняет свой кристаллический лед. Ганимед, который находится между ними, демонстрирует аморфный лед в высоких широтах и кристаллический лед в более низких широтах. Считается, что это результат собственного магнитного поля Луны, которое направляет заряженные частицы в более высокие широты и защищает более низкие широты от излучения. [32]
Поверхность льда спутника Сатурна Энцелада была нанесена на карту с помощью визуального и инфракрасного картографического спектрометра (VIMS) космического зонда NASA / ESA / ASI Cassini. Зонд обнаружил как кристаллический, так и аморфный лед с более высокой степенью кристалличности в трещинах «тигровая полоса» на поверхности и более аморфным льдом между этими областями. [17] Кристаллический лед около полос тигра можно объяснить более высокими температурами, вызванными геологической активностью, которая предположительно является причиной трещин. Аморфный лед можно объяснить внезапным замерзанием в результате криовулканизма, быстрой конденсацией молекул из водных гейзеров или облучением высокоэнергетических частиц Сатурна. [17]
Полярная мезосфера Земли
Ледяные облака образуются в мезопаузе высоких широт Земли (~ 90 км) и ниже, где температура, по наблюдениям, падает ниже 100 К. [33] Было высказано предположение, что гомогенное зарождение частиц льда приводит к образованию аморфного льда низкой плотности. [34] Аморфный лед, вероятно, ограничен самыми холодными частями облаков, и, как полагают, сложение неупорядоченного льда I преобладает в других местах этих полярных мезосферных облаков . [35]
Использует
Аморфный лед используется в некоторых научных экспериментах, особенно в криоэлектронной микроскопии биомолекул. [36] Отдельные молекулы могут быть сохранены для визуализации в состоянии, близком к тому, что они находятся в жидкой воде.
Смотрите также
- Формирование и эволюция Солнечной системы
- Межзвездный лед
Рекомендации
- ^ Дебеннетти, Пабло G; Х. Юджин Стэнли (2003). «Переохлажденная и стекловидная вода» (PDF) . Физика сегодня . 56 (6): 40–46. Bibcode : 2003PhT .... 56f..40D . DOI : 10.1063 / 1.1595053 . Проверено 19 сентября 2012 года .
- ^ Великов, В .; Борик, S; Энджелл, Калифорния (2001). «Оценка температуры перехода жидкое стекло в стекловидное состояние на основе экспериментов с гиперзакаленной стеклянной водой». Наука . 294 (5550): 2335–8. Bibcode : 2001Sci ... 294.2335V . DOI : 10.1126 / science.1061757 . PMID 11743196 .
- ^ а б Jenniskens P .; Блейк Д.Ф. (1994). «Структурные переходы в аморфном водяном льду и астрофизические последствия» . Наука . 265 (5173): 753–6. Bibcode : 1994Sci ... 265..753J . DOI : 10.1126 / science.11539186 . PMID 11539186 .
- ^ Jenniskens P .; Блейк Д.Ф. (1996). «Кристаллизация аморфного водяного льда в Солнечной системе». Астрофизический журнал . 473 (2): 1104–13. Bibcode : 1996ApJ ... 473.1104J . DOI : 10.1086 / 178220 . PMID 11539415 .
- ^ Jenniskens P .; Banham SF; Блейк Д.Ф.; McCoustra MR (июль 1997 г.). «Жидкая вода в области кубического кристаллического льда Ic». Журнал химической физики . 107 (4): 1232–41. Bibcode : 1997JChPh.107.1232J . DOI : 10.1063 / 1.474468 . PMID 11542399 .
- ^ а б Mishima O .; Calvert LD; Уолли Э. (1984). « « Тающий лед »I при 77 К и 10 кбар: новый метод получения аморфных твердых тел». Природа . 310 (5976): 393–395. Bibcode : 1984Natur.310..393M . DOI : 10.1038 / 310393a0 .
- ^ Mishima, O .; Calvert, LD; Уолли, Э. (1985). «Очевидно, переход 1-го рода между двумя аморфными фазами льда, вызванный давлением». Природа . 314 (6006): 76–78. Bibcode : 1985Natur.314 ... 76M . DOI : 10.1038 / 314076a0 .
- ^ Jenniskens P .; Блейк Д.Ф.; Wilson MA; Похорилл А. (1995). «Аморфный лёд высокой плотности, иней на межзвездных зернах». Астрофизический журнал . 455 : 389. Bibcode : 1995ApJ ... 455..389J . DOI : 10.1086 / 176585 . ЛВП : 2060/19980018148 .
- ^ О. Мисима (1996). «Взаимосвязь таяния и аморфизации льда». Природа . 384 (6609): 546–549. Bibcode : 1996Natur.384..546M . DOI : 10.1038 / 384546a0 .
- ^ Лоэртинг, Томас; Зальцманн, Кристоф; Коль, Ингрид; Майер, Эрвин; Халльбрукер, Андреас (2001). «Второе отчетливое структурное« состояние »аморфного льда высокой плотности при 77 К и давлении 1 бар». Физическая химия Химическая физика . 3 (24): 5355–5357. Bibcode : 2001PCCP .... 3.5355L . DOI : 10.1039 / b108676f . S2CID 59485355 .
- ^ Seki, J .; Хасегава, Х. (1983). «Неоднородная конденсация межзвездных ледяных зерен». Астрофизика и космическая наука . 94 (1): 177–189. Bibcode : 1983Ap & SS..94..177S . DOI : 10.1007 / BF00651770 .
- ^ Мюррей, Би Джей; Дженсен, EJ (2010). «Гомогенное зарождение аморфных твердых частиц воды в верхней мезосфере». J. Atm. Sol-Terr. Phys . 72 (1): 51–61. Bibcode : 2010JASTP..72 ... 51M . DOI : 10.1016 / j.jastp.2009.10.007 .
- ^ а б Дженнискенс; Блейк; Коучи (1998). Леды Солнечной системы . Dordrecht Kluwer Academic Publishers. С. 139–155.
- ^ а б в Коучи, А., Ямамото, Т., Козаса, Т., Курода, Т., Гринберг, JMH (1994). «Условия конденсации и сохранения аморфного льда и кристалличности астрофизических льдов». Астрономия и астрофизика . 290 : 1009. Bibcode : 1994A & A ... 290.1009K .CS1 maint: использует параметр авторов ( ссылка )
- ^ Коучи, Акира; Курода, Тошио (1990). «Аморфизация кубического льда ультрафиолетовым облучением». Природа . 344 (6262): 134–135. Bibcode : 1990Natur.344..134K . DOI : 10.1038 / 344134a0 .
- ^ а б в Мур, Марла Х .; Хадсон, Реджи Л. (1992). «Спектральные исследования в дальнем инфракрасном диапазоне фаз водяного льда, вызванные облучением протонами». Астрофизический журнал . 401 : 353. Bibcode : 1992ApJ ... 401..353M . DOI : 10.1086 / 172065 .
- ^ а б в Ньюман, Сара Ф .; Buratti, BJ; Коричневый, RH; Jaumann, R .; Bauer, J .; Момары, Т. (2008). «Фотометрический и спектральный анализ распределения кристаллических и аморфных льдов на Энцеладе глазами Кассини» (PDF) . Икар . 193 (2): 397–406. Bibcode : 2008Icar..193..397N . DOI : 10.1016 / j.icarus.2007.04.019 . hdl : 1721,1 / 114323 .
- ^ Гранди, ВМ; Шмитт, Б. (1998). "Температурно-зависимый спектр поглощения гексагонального льда <формула> H2O в ближней инфракрасной области". Журнал геофизических исследований . 103 (E11): 25809. Bibcode : 1998JGR ... 10325809G . DOI : 10.1029 / 98je00738 .
- ^ Хаген, В., Тиленс, AGGM, Гринберг, Дж. М. (1981). «Инфракрасные спектры твердой аморфной воды и льда от 10 до 140 К». Химическая физика . 56 (3): 367–379. Bibcode : 1981CP ..... 56..367H . DOI : 10.1016 / 0301-0104 (81) 80158-9 .CS1 maint: использует параметр авторов ( ссылка )
- ^ Смит, Р.Г.; Робинсон, G .; Хайленд, штат Арканзас; Карпентер, GL (1994). «Молекулярные льды как индикаторы температуры межзвездной пыли: особенности решетки льда H2O с размером решетки 44 и 62 мкм» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 271 (2): 481–489. Bibcode : 1994MNRAS.271..481S . DOI : 10.1093 / MNRAS / 271.2.481 .
- ^ Jenniskens, P .; Блейк, Д. Ф.; Уилсон, Массачусетс; Похорилл, А. (1995). «Аморфный лед высокой плотности, иней на межзвездных зернах». Астрофизический журнал . 401 : 389. Bibcode : 1995ApJ ... 455..389J . DOI : 10.1086 / 176585 . ЛВП : 2060/19980018148 .
- ^ Омонт, А .; Forveille, T .; Мозли, SH; Glaccum, WJ; Харви, премьер-министр; Likkel, L .; Левенштейн, РФ; Лиссе, CM (1990). «Наблюдения полос льда 40–70 мкм на IRAS 09371 + 1212 и других звездах». Астрофизический журнал . 355 : L27. Bibcode : 1990ApJ ... 355L..27O . DOI : 10.1086 / 185730 .
- ^ Мич, KJ; Pittichová, J .; Бар-Нун, А .; Notesco, G .; Laufer, D .; Эно, штат Орегон; Лоури, Южная Каролина; Йоманс, Дания; Питтс, М. (2009). «Активность комет на больших гелиоцентрических расстояниях до перигелия». Икар . 201 (2): 719–739. Bibcode : 2009Icar..201..719M . DOI : 10.1016 / j.icarus.2008.12.045 .
- ^ Tancredi, G .; Rickman, H .; Гринберг, Дж. М. (1994). «Термохимия кометных ядер 1: случай семьи Юпитера». Астрономия и астрофизика . 286 : 659. Bibcode : 1994A & A ... 286..659T .
- ^ Гронковский, П. (2007). «Поиск механизма кометных вспышек: сравнение различных теорий» . Astronomische Nachrichten . 328 (2): 126–136. Bibcode : 2007AN .... 328..126G . DOI : 10.1002 / asna.200510657 .
- ^ Hosek, Matthew W. Jr .; Blaauw, Rhiannon C .; Кук, Уильям Дж .; Саггс, Роберт М. (2013). «Вспышка пыли кометы 29P / Schwassmann-Wachmann 1» . Астрономический журнал . 145 (5): 122. Bibcode : 2013AJ .... 145..122H . DOI : 10.1088 / 0004-6256 / 145/5/122 .
- ^ Джевитт, Дэвид С.; Луу, Джейн X. (2001). «Цвета и спектры объектов пояса Койпера». Астрономический журнал . 122 (4): 2099–2114. arXiv : astro-ph / 0107277 . Bibcode : 2001AJ .... 122.2099J . DOI : 10.1086 / 323304 .
- ^ Браун, Роберт Х .; Cruikshank, Dale P .; Пендлтон, Ивонн (1999). «Водяной лед на объекте пояса Койпера 1996 ТО_66» . Астрофизический журнал . 519 (1): L101. Bibcode : 1999ApJ ... 519L.101B . DOI : 10.1086 / 312098 .
- ^ Fornasier, S .; Dotto, E .; Баруччи, Массачусетс; Барбьери, К. (2004). «Водяной лед на поверхности большого ТНО 2004 DW» . Астрономия и астрофизика . 422 (2): L43. Бибкод : 2004A & A ... 422L..43F . DOI : 10.1051 / 0004-6361: 20048004 .
- ^ Джевитт, Дэвид С.; Луу, Джейн (2004). «Кристаллический водяной лед на объекте пояса Койпера (50000) Quaoar». Природа . 432 (7018): 731–3. Bibcode : 2004Natur.432..731J . DOI : 10,1038 / природа03111 . PMID 15592406 .
- ^ Спенсер, Джон Р .; Тамппари, Лесли К .; Мартин, Терри З .; Трэвис, Ларри Д. (1999). «Температуры на Европе по данным фотополяриметра-радиометра Галилео: тепловые аномалии в ночное время». Наука . 284 (5419): 1514–1516. Bibcode : 1999Sci ... 284.1514S . DOI : 10.1126 / science.284.5419.1514 . PMID 10348736 .
- ^ а б Хансен, Гэри Б.; МакКорд, Томас Б. (2004). «Аморфный и кристаллический лед на спутниках Галилея: баланс между тепловыми и радиолитическими процессами» . Журнал геофизических исследований . 109 (E1): E01012. Bibcode : 2004JGRE..109.1012H . DOI : 10.1029 / 2003JE002149 . S2CID 140162310 .
- ^ Lübken, F.-J .; Lautenbach, J .; Höffner, J .; Рапп, М .; Зеха, М. (март 2009 г.). «Первые непрерывные измерения температуры в полярной мезосфере - летние эхо». Журнал атмосферной и солнечно-земной физики . 71 (3–4): 453–463. DOI : 10.1016 / j.jastp.2008.06.001 .
- ^ Мюррей, Бенджамин Дж .; Дженсен, Эрик Дж. (Январь 2010 г.). «Гомогенное зарождение аморфных твердых частиц воды в верхней мезосфере». Журнал атмосферной и солнечно-земной физики . 72 (1): 51–61. DOI : 10.1016 / j.jastp.2009.10.007 .
- ^ Мюррей, Бенджамин Дж .; Малкин, Тамсин Л .; Зальцманн, Кристоф Г. (май 2015 г.). «Кристаллическая структура льда в условиях мезосферы» . Журнал атмосферной и солнечно-земной физики . 127 : 78–82. DOI : 10.1016 / j.jastp.2014.12.005 .
- ^ Dubochet, J .; Адриан, М .; Чанг, Дж. Дж; Homo, JC; Лепо, J-; McDowall, AW; Шульц, П. (1988). «Криоэлектронная микроскопия застеклованных образцов» (PDF) . Ежеквартальные обзоры биофизики . 21 (2): 129–228. DOI : 10.1017 / S0033583500004297 . PMID 3043536 .
Внешние ссылки
- Обсуждение аморфного льда на сайте LSBU .
- Стеклование в гиперзатушенной воде от Nature (требуется регистрация)
- Glassy Water from Science , на диаграммах состояния воды (требуется регистрация)
- Открытие VHDA в бухгалтерском учете AIP
- HDA в космосе
- Компьютерные иллюстрации молекулярной структуры HDA