АБ7
 AB7 — самая яркая белая звезда в центре полости туманности, а не более яркая красноватая звезда. [ 1 ] Изображение в ложном цвете: красный — H I ; зеленый — О III ; синий — He III . | |
| Данные наблюдений Эпоха J2000.0 Равноденствие J2000.0 | |
|---|---|
| Созвездие | Тукана |
| Прямое восхождение | 01 час 03 м 35.93 с [ 2 ] |
| Склонение | −72° 03′ 22.0″ [ 2 ] |
| Apparent magnitude (V) | 13.016 [ 2 ] |
| Характеристики | |
| Спектральный тип | WN4 + O6I(ж) [ 2 ] |
| U-B Индекс цвета | −1.021 [ 2 ] |
| B-V Индекс цвета | −0.062 [ 2 ] |
| Астрометрия | |
| Радиальная скорость (R v ) | 172 [ 3 ] км/с |
| Расстояние | 197 000 лий (61 000 шт .) |
| Абсолютная величина ( МВ ) | −6.1 [ 3 ] (−4.4 + −5.7 [ 4 ] ) |
| Орбита [ 3 ] | |
| Период (П) | 19,560 ± 0,0005 д. |
| Эксцентриситет (е) | 0.07 ± 0.02 |
| Наклон (я) | 68 +22 −15 [ 4 ] ° |
| Периастровая эпоха (Т) | 2,451,549.2 ± 0.8 |
| Аргумент периастра (ω) (начальный) | 101 ± 16 ° |
| Полуамплитуда (К 1 ) (начальный) | 196 ± 4 км/с |
| Полуамплитуда (К 2 ) (вторичный) | 101 ± 2 км/с |
| Подробности [ 4 ] | |
| WR | |
| Масса | 23 M ☉ |
| Радиус | 3.4 R ☉ |
| Яркость | 1,259,000 L ☉ |
| Поверхностная гравитация (log g ) | 4,7 кгс |
| Температура | 105 000 К |
| ТО | |
| Масса | 44 M ☉ |
| Радиус | 14 R ☉ |
| Яркость | 316,000 L ☉ |
| Поверхностная гравитация (log g ) | 3,6 кгс |
| Температура | 36 000 К |
| Скорость вращения ( v sin i ) | 150 км/с |
| Возраст | 3,4 млн лет |
| Другие обозначения | |
| Ссылки на базы данных | |
| СИМБАД | данные |
AB7 , также известная как SMC WR7, — двойная звезда в Малом Магеллановом Облаке . Звезда Вольфа – Райе и сверхгигант-компаньон спектрального класса O вращается вокруг нее за период 19,56 дней. Система окружена кольцеобразной туманностью, известной как туманность-пузырь .
Открытие
[ редактировать ]AB7 впервые была указана Аззопарди и Виньо как вероятный член Малого Магелланова Облака и отмечена как звезда Вольфа Райе. Ему был присвоен номер 336а, буква «а» означает, что это дополнение к существующему каталогу между номерами 336 и 337. Звезды каталога . обозначаются аббревиатурой Az или AzV, поэтому AB7 также называется AzV 336a Отмечается близкий спутник, хотя на расстоянии SMC он не так уж близок и физически не связан. [ 5 ]
Полный каталог звезд Вольфа Райе в SMC был опубликован вскоре после этого Аззопарди и Брейзахером, при этом AB7 стала седьмой из восьми звезд. Их называют звездами SMC WR, SMC AB или чаще просто AB. [ 6 ]
Туманность
[ редактировать ]
AB7 находится в центре туманности-пузыря, сформированной и ионизированной мощными звездными ветрами звезд внутри нее. [ 7 ] [ 8 ] Туманность была впервые каталогизирована как туманности с эмиссионными линиями N76 Hα и N76A . N76A — это более яркая часть более крупной круглой туманности N76 в левом нижнем углу изображения, а N76B — отдельный узел в правом нижнем углу. N76 находится между двумя другими заметными H II областями : более крупной и яркой N66, которая содержит необычную HD 5980 LBV /WR/O тройную систему ; и более слабый N78. [ 9 ]
Туманность была занесена в каталог радиоволн как SMC DEM 123 и 124, что соответствует N76A и N76 соответственно. DEM 124 описывается как оболочка, окружающая DEM 123. [ 10 ]
N76 представляет собой область H II шириной около 5 угловых минут и площадью 40–50 парсеков . Она имеет вид кольца, но на самом деле представляет собой примерно сферическую оболочку из межзвездного материала , сформированного и ионизированного ветрами центральных звезд, похожую на планетарную туманность , но гораздо большего размера. Он также содержит как однократно, так и дважды ионизированный гелий . Такие He II области редки и указывают на чрезвычайно горячую ионизирующую звезду. Они встречаются только вокруг нескольких самых горячих типов звезд Вольфа Райе. [ 11 ]
N76 описывается как содержащее рассеянное скопление NGC 371 , хотя более точным может быть обратное. Звезды NGC 371 разбросаны на площади, в два раза превышающей диаметр N76, то есть на расстоянии около 100 парсеков, и их лучше описать как звездную ассоциацию, чем как рассеянное скопление. Их можно увидеть как более высокую плотность звезд в нижней половине изображений. [ 12 ] Звездные ассоциации, каталогизированные Ходжем в SMC, и Ходж 53, как было определено, включают NGC 371. [ 13 ]
AB7 иногда описывают как находящийся внутри N76A, [ 5 ] но это неверно. N76A — это небольшая плотная область H II на юго-востоке AB7, часть «кольца», тогда как AB7 находится в центре менее плотной туманности внутри кольца. [ 1 ] [ 9 ] Возможно, он уже стал домом для нового поколения звезд; В N76A находится как минимум пять горячих молодых звезд, включая вероятную звезду главной последовательности O9 в ее центре. [ 1 ]
Близлежащий необычный кислородом богатый остаток сверхновой интенсивно изучается. Это видно как узел нитей, зеленеющих от излучения ионизированного кислорода . [ 14 ]
Звезды
[ редактировать ]Спектр
[ редактировать ]
AB7 явно является звездой Вольфа Райе с характерными широкими эмиссионными линиями . Также видны узкие небулярные эмиссионные линии, часто накладывающиеся на излучение звезды. отсутствуют Сильные линии поглощения , но непрерывный фон спектра намного сильнее, чем у одиночной звезды WR, а некоторые эмиссионные линии аномально слабы, поэтому OB-спутник . всегда предполагался [ 6 ]
Электромагнитное излучение главной звезды сконцентрировано в дальнем ультрафиолете , поэтому в визуальном и ультрафиолетовом спектрах доминирует вторичная звезда. Классификация обеих звезд осложняется смешением линий. При первом обнаружении он был классифицирован как «WR:», тогда как в каталоге SMC WR он считался своеобразным WN3+OB. [ 5 ] [ 6 ]
Ранний подробный анализ дал спектральные классы WN1 (тип, используемый некоторыми авторами в течение нескольких лет и эквивалентный современному WN2) и O6IIIf для двух звезд. [ 7 ] Спектры высокого разрешения, позволяющие разделить линии каждого компонента на протяжении их орбиты, дали WN2 + O6I(f) со значительной неопределенностью. Видны слабые линии N III , которые обычно не встречаются у такой ранней звезды WN, но они были отнесены к компаньону. [ 3 ] Другой анализ подобных спектров дает WN4 для компонента Вольфа Райе на основании относительной силы эмиссии He II и He I и присутствия эмиссии H ε . [ 15 ] линии Чувствительные к светимости О-звезды в значительной степени скрыты излучением главной звезды, но предполагается, что это развитая звезда из-за излучения азота и сверхгигант на основании абсолютной величины . [ 3 ]
AB7 — мощный источник рентгеновского излучения , четко обнаруженный ROSAT и Chandra . Это ожидается для тесной двойной системы WR/O из-за того, что сталкивающиеся ветры подвергаются экстремальным температурам. [ 15 ] Рентгеновская светимость меняется во время обращения по орбите. [ 16 ] Хотя звездные ветры звезд WR с низкой металличностью SMC, как ожидается, будут и наблюдаются слабее, чем у галактических звезд и звезд LMC WR, рентгеновская светимость сравнима с аналогичными галактическими двойными звездами. Оже-ионизация приводит к опустошению основного состояния C IV , что еще больше усложняет спектр. [ 4 ]
Орбита
[ редактировать ]Спектр AB7 показывает изменение лучевой скорости эмиссионных линий WR и более узкие линии поглощения с четко определенным периодом 19,56 дней. Сдвиги двух наборов линий не совсем синхронизированы: скорость эмиссионных линий достигает максимума примерно на день позже, чем линий поглощения. Теории включают в себя, что это может быть связано со сталкивающимися ветрами или, возможно, с асимметричным диском вокруг звезд. [ 3 ]
Относительный размер доплеровского смещения спектральных линий указывает на соотношение масс двух звезд, которое показывает, что вторичная звезда имеет примерно вдвое большую массу, чем главная. Форму кривых лучевых скоростей можно использовать для определения эксцентриситета орбит, которые имеют почти круговую форму. Затмений звезд не видно, но очень небольшое изменение блеска может быть связано с ветровыми затмениями, которые ограничивают наклон почти до 60 °. [ 3 ] Калибровка вторичной массы в соответствии с ее спектральным классом дает наклонение орбиты 68 °. Полученный размер орбиты зависит от наклонения; для наклона 68° большая полуось равна 123 R ☉ . [ 4 ]
Характеристики
[ редактировать ]
Полную визуальную яркость AB7 можно определить довольно точно по абсолютной величине (MV ) −6,1, что в 23 500 раз ярче Солнца . Компоненты нельзя наблюдать отдельно, и вклад каждого компонента можно только оценить. Звезда О доминирует в визуальном спектре и производит около 70% яркости, что приводит к M V -5,7 и -4,4 для главной звезды. [ 4 ]
Температуру ; звезды можно определить несколькими способами: по спектральному классу непосредственно из атмосферных моделей; и от ионизирующего действия его излучения. Доступны точные калибровки температур звезд класса O, хотя они немного различаются для металличности SMC и для звезд разных классов светимости. Температуры для спектральных классов WR определены менее точно, особенно для SMC и особенно для самых горячих классов. AB7 полностью ионизирует окружающее межзвездное вещество на расстоянии 20 парсеков, и это можно использовать для определения температуры и светимости ионизирующей звезды. Такого уровня ионизации не может достичь звезда O6, поэтому он будет почти полностью обусловлен компонентом WR. К сожалению, ионизация превышает ту, которую могла бы вызвать самая горячая модель — звезда с температурой 120 000 К. [ 1 ] Более ранняя попытка того же расчета дала температуру черного тела 80 000 К. [ 7 ] Температуру можно рассчитать напрямую путем моделирования атмосфер обеих звезд, чтобы детально воспроизвести наблюдаемый спектр. Этот метод дает температуру 106 000 К для компонента WR и 36 000 К для компаньона O. Эффективная температура полезна для моделирования атмосферы и сравнения звезд, но типичная «наблюдаемая» температура на оптической глубине 2/3 может существенно отличаться для звезд с плотным звездным ветром. В случае главной звезды WR температура оптической глубины составляет 96 000 К. [ 4 ]
Самый простой способ измерить светимость звезды — наблюдать ее излучение на всех длинах волн ( спектральное распределение энергии или SED) и суммировать их. К сожалению, для AB7 это непрактично, поскольку большая часть излучения приходится на дальний ультрафиолет. Более распространенный метод — измерить визуальную яркость и применить болометрическую поправку, чтобы получить общую яркость на всех длинах волн, хотя размер болометрической поправки чрезвычайно чувствителен к эффективной температуре. Следование этому методу дает светимость 1 270 000 л ☉ . первичной обмотки [ 3 ] Светимость также можно определить по наблюдаемым уровням ионизации. Если предположить, что более старая температура 80 000 К дает 1 000 000 л ☉ . [ 7 ] Моделирование атмосфер дает светимость компонентов WR и O более 1 000 000 L ☉ и 316 000 L ☉ соответственно. [ 4 ]
Радиус звезды с сильным звездным ветром определен плохо, поскольку любой сильный разрыв плотности, который можно было бы определить как поверхность, полностью скрыт от глаз. Обычно используемые определения радиуса в таких случаях включают: температурный радиус; радиус оптической глубины; и преобразованный радиус. Различия существенны только в случае компонента WR. Температурный радиус - это радиус однородного диска, который обеспечивал бы известную светимость при расчетной эффективной температуре, и составляет 3,4 R ☉ . Радиус на оптической глубине 2/3 равен 4,0 R ☉ . Преобразованный радиус — это значение, используемое при моделировании атмосферы, оно составляет 5,6 M ☉ . [ 17 ] Радиус О-компонента составляет 14-15 R ☉ . [ 4 ]
Массы каждого компонента системы AB7 можно определить по орбите двойной системы. Минимальные массы составляют 18 M ☉ и 34 M ☉ соответственно для первичного и вторичного. При условии наклона 60° действительные массы составляют 28 M ☉ и 54 M ☉ . Вторичный массивнее и визуально ярче, но не светлее. [ 3 ]
Оба компонента AB7 обладают мощными звездными ветрами и быстро теряют массу. Рассчитаны скорости ветра 1700 км/с для первичного и 1500 км/с для вторичного. [ 4 ] с потерей массы главной звезды в миллиард раз выше, чем у Солнца, и в 100 миллионов раз у вторичной звезды. [ 18 ] Ветер WR достаточно плотный, поэтому закрывает фотосферу звезды, что приводит к необычному спектру, почти полностью состоящему из эмиссионных линий, уширенных из-за быстрого расширения и турбулентности ветра. Высокая скорость ветра и близость звезд означают, что при столкновении ветров материал нагревается до температуры более 20 миллионов К, что приводит к испусканию жесткого рентгеновского излучения . [ 15 ]
Эволюция
[ редактировать ]
Была разработана модель, показывающая эволюцию двойной системы, ведущую к наблюдаемому в настоящее время состоянию AB7. Исходное состояние имеет первичную 80 M ☉ и вторичную 40 M ☉ на орбите, размер которой примерно вдвое превышает нынешний. Более массивная первичная звезда покидает главную последовательность примерно через 3,3 миллиона лет и выходит за пределы своей доли Роша . Примерно за 30 000 лет она теряет 30 M ☉ , лишь небольшая часть из которых аккрецируется вторичной звездой. Сравнительно вскоре после этого система возвращается в свое нынешнее состояние. [ 4 ]
Предполагается, что исходное химическое содержание двух звездных компонентов типично для SMC с металличностью от 1/5 до 1/10 солнечного уровня. В своем нынешнем развитом состоянии компонент WR демонстрирует совершенно разные содержания: водород на поверхности составляет менее 20%, азот почти не обнаруживается, значительное обогащение углеродом и большая часть остального гелия. В отличие от галактических звезд и звезд LMC WN, в которых почти полностью отсутствует водород. Это звезда с горящим гелием , в то время как компаньон типа О по-прежнему является звездой с горящим водородом . [ 19 ]
Ядра как первичной, так и вторичной звезды в конечном итоге разрушатся, что приведет к взрыву сверхновой. Первоначально более массивная первичная звезда разрушится первой, вероятно, как сверхновая типа Ic, в течение нескольких сотен тысяч лет. Вторичная звезда будет жить как одиночная звезда или, возможно, в двойной системе с остатком сверхновой в течение нескольких миллионов лет, прежде чем она также взорвется как сверхновая, вероятно, типа Ib. Массивные звезды с металличностью SMC могут породить сверхновую с низкой светимостью или даже коллапсировать непосредственно в черную дыру без видимого взрыва. [ 20 ]
См. также
[ редактировать ]Ссылки
[ редактировать ]- ^ Перейти обратно: а б с д Я, Ю.; Рау, Г.; Манфройд, Дж.; Чу, Ю.-Х.; Врё, Ж.-М. (сентябрь 2003 г.). «Пузыри WR и эмиссия HeII». Астрономия и астрофизика 408 (1): 171–186. arXiv : astro-ph/0306084 . Бибкод : 2003A&A...408..171N . дои : 10.1051/0004-6361:20030847 . S2CID 1612072 .
- ^ Перейти обратно: а б с д и ж Бонанос, Аризона; Леннон, диджей; Келингер, Ф.; Ван Лун, Дж. Т.; Масса, ДЛ; Севило, М.; Эванс, CJ; Панагия, Н.; Баблер, БЛ; Блок, М.; Брэкер, С.; Энгельбрахт, CW; Гордон, К.Д.; Хора, Дж.Л.; Индебетау, Р.; Мид, MR; Мейкснер, М.; Миссельт, Калифорния; Робитайл, TP; Шиао, Б.; Уитни, бакалавр (2010). «Инфракрасная фотометрия массивных звезд Spitzer SAGE-SMC в Малом Магеллановом Облаке». Астрономический журнал . 140 (2): 416–429. arXiv : 1004.0949 . Бибкод : 2010AJ....140..416B . дои : 10.1088/0004-6256/140/2/416 . S2CID 119290443 .
- ^ Перейти обратно: а б с д и ж г час я Ниемела, В.С.; Мэсси, П.; Тестор, Г.; Хименес Бенитес, С. (2002). «Массивный бинарный файл Вольфа-Райе SMC WR7» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 333 (2): 347–352. arXiv : astro-ph/0202203 . Бибкод : 2002MNRAS.333..347N . дои : 10.1046/j.1365-8711.2002.05395.x . S2CID 15360882 .
- ^ Перейти обратно: а б с д и ж г час я дж к Шенар, Т.; Хайнич, Р.; Тодт, Х.; Сандер, А.; Хаманн, В.-Р.; Моффат, AFJ; Элдридж, Джей-Джей; Пабло, Х.; Оскинова, Л.М.; Ричардсон, Северная Дакота (2016). «Звезды Вольфа-Райе в Малом Магеллановом Облаке: II. Анализ двойных систем». Астрономия и астрофизика . 1604 : А22. arXiv : 1604.01022 . Бибкод : 2016A&A...591A..22S . дои : 10.1051/0004-6361/201527916 . S2CID 119255408 .
- ^ Перейти обратно: а б с Аззопарди, М.; Виньо, Дж. (март 1979 г.). «Малое Магелланово Облако, дополнительные списки вероятных членов и звезд переднего плана». Серия дополнений по астрономии и астрофизике . 35 : 353–369. Бибкод : 1979A&AS...35..353A .
- ^ Перейти обратно: а б с Аззопарди, М.; Брейзахер, Дж. (май 1979 г.). «Поиски новых звезд Вольфа-Райе в Малом Магеллановом Облаке». Астрономия и астрофизика . 75 (1–2): 120–126. Бибкод : 1979A&A....75..120A .
- ^ Перейти обратно: а б с д Пакулл, М.В. (1991). «Спектрофотометрия кольцевых туманностей вокруг звезд Вольфа-Райе». Ин ван дер Хухт, Карел А .; Хидаят, Бамбанг (ред.). Звезды Вольфа-Райе и взаимосвязи с другими массивными звездами в галактиках: материалы 143-го симпозиума Международного астрономического союза, состоявшегося в Сануре, Бали, Индонезия, 18–22 июня 1990 г. Том. 143. Издательство Kluwer Academic Publishers . п. 391. Бибкод : 1991IAUS..143..391P . doi : 10.1007/978-94-011-3306-7_72 (неактивен 04.05.2024). ISBN 978-0-7923-1087-7 .
{{cite book}}: CS1 maint: DOI неактивен по состоянию на май 2024 г. ( ссылка ) - ^ Пакулл, М.В.; Бьянки, Л. (1991). «Вольф-Райе + звезды двойной AB7: потепление в Малом Магеллановом Облаке». Ин ван дер Хухт, Карел А .; Хидаят, Бамбанг (ред.). Звезды Вольфа-Райе и взаимосвязи с другими массивными звездами в галактиках: материалы 143-го симпозиума Международного астрономического союза, состоявшегося в Сануре, Бали, Индонезия, 18–22 июня 1990 г. Том. 143. Академическое издательство Клювер. п. 260. Бибкод : 1991IAUS..143..260P . doi : 10.1007/978-94-011-3306-7_53 (неактивен 04.05.2024). ISBN 978-0-7923-1087-7 . S2CID 118877850 .
{{cite book}}: CS1 maint: DOI неактивен по состоянию на май 2024 г. ( ссылка ) - ^ Перейти обратно: а б Хенизе, Карл Г. (сентябрь 1956 г.). «Каталоги звезд Hα-ИЗЛУЧЕНИЯ и туманностей в Магеллановых облаках». Приложение к астрофизическому журналу . 2 : 315. Бибкод : 1956ApJS....2..315H . дои : 10.1086/190025 .
- ^ Дэвис, РД; Эллиотт, К.Х.; Миберн, Дж. (1976). «Небулярные комплексы Большого и Малого Магелланова Облака». Мемуары Королевского астрономического общества . 81 (ч. 2): 89–128. Бибкод : 1976MmRAS..81...89D .
- ^ Гарнетт, Дональд Р.; Кенникатт-младший, Роберт С.; Чу, Ю-Хуа; Скиллман, Эван Д. (август 1991 г.). «Области H II с эмиссией He II» . Публикации Тихоокеанского астрономического общества . 103 (666): 850–852. Бибкод : 1991PASP..103..850G . дои : 10.1086/132892 .
- ^ Эванс, Т. Ллойд (1978). «Красные переменные звезды в Магеллановых Облаках – II. Поле NGC 371 в ЮВК» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 183 (3): 305–317. Бибкод : 1978МНРАС.183..305Л . дои : 10.1093/mnras/183.3.305 .
- ^ Ходж, Пол (июнь 1985 г.). «Звездные ассоциации Малого Магелланова Облака» . Публикации Тихоокеанского астрономического общества . 97 (592): 530–53. Бибкод : 1985PASP...97..530H . дои : 10.1086/131564 .
- ^ Допита, Массачусетс; Туохи, ИК; Мэтьюсон, DS (15 сентября 1981 г.). «Остаток молодой сверхновой, богатой кислородом, в Малом Магеллановом Облаке» . Письма астрофизического журнала . 248 : Л105. Бибкод : 1981ApJ...248L.105D . дои : 10.1086/183635 .
- ^ Перейти обратно: а б с Фоэллми, К.; Моффат, AFJ; Герреро, Массачусетс (2003). «Двойные системы Вольфа--Райе в Магеллановых облаках и последствия для эволюции массивных звезд - I. Малое Магелланово Облако» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 338 (2): 360–388. Бибкод : 2003MNRAS.338..360F . дои : 10.1046/j.1365-8711.2003.06052.x .
- ^ Герреро, Мартин А.; Чу, Ю-Хуа (июль 2008 г.). «Рентгеновский обзор звезд Вольфа-Райе в Магеллановых облаках. I. Набор данных Chandra ACIS». Серия дополнений к астрофизическому журналу . 177 (1): 216–237. arXiv : 0802.0503 . Бибкод : 2008ApJS..177..216G . дои : 10.1086/587059 . S2CID 16684661 .
- ^ Шмутц, Вернер; Лейтерер, Клаус; Грюнвальд, Рут (1992). «Теоретическое распределение энергии в континууме для звезд Вольфа-Райе» . Астрономическое общество Тихого океана . 104 : 1164. Бибкод : 1992PASP..104.1164S . дои : 10.1086/133104 . S2CID 118522705 .
- ^ Мартинс, Ф.; Хиллиер, диджей; Буре, Ж.К.; Депань, Э.; Фоэллми, К.; Марченко С.; Моффат, А.Ф. (февраль 2009 г.). «Свойства звезд WNh в Малом Магеллановом Облаке: свидетельства однородной эволюции». Астрономия и астрофизика . 495 (1): 257–270. arXiv : 0811.3564 . Бибкод : 2009A&A...495..257M . дои : 10.1051/0004-6361:200811014 . S2CID 17113808 .
- ^ Пасеманн, Диана; Рюлинг, Юте; Хаманн, Вольф-Райнер (2011). «Спектральный анализ звезд Вольфа-Райе в Малом Магеллановом Облаке». Société Royale des Sciences de Liège, Бюллетень . 80 : 180–184. Бибкод : 2011BSRSL..80..180P .
- ^ Гро, Хосе Х.; Мейне, Жорж; Георгий, Кирилл; Экстрем, Сильвия (2013). «Фундаментальные свойства сверхновых с коллапсом ядра и прародителей GRB: предсказание внешнего вида массивных звезд перед смертью». Астрономия и астрофизика . 558 : А131. arXiv : 1308.4681 . Бибкод : 2013A&A...558A.131G . дои : 10.1051/0004-6361/201321906 . S2CID 84177572 .
| Звезды |
| ||||||||||
|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
| |||||||||||
| Звезда кластеры |
| ||||||||||
| |||||||||||
| Галактики |
| ||||||||||
