Galaxie

O galaxie este un ansamblu de stele , gaze , praf , gol și, probabil, în mare parte materie întunecată , care conține uneori o gaură neagră supermasivă în centrul său.

Calea Lactee , galaxia în care Sistemul Solar este situat , are câteva sute de miliarde de stele (10 11 ) și are o extensie de ordinul a 80.000  de ani lumină . Un raport al misiunii spațiale europene Gaia a făcut publică, la 25 aprilie 2018, poziția a 1.692.919.135 de stele din galaxia noastră, care reprezintă mai puțin de 1% din toate stelele prezente în galaxia noastră. Majoritatea galaxiilor tipice au un număr similar de stele, dar există și galaxii pitice cu aproximativ zece miliarde de stele (10 10 ) și galaxii gigantice cu mai multe trilioane de stele (10 12 ). Pe baza acestor numere și a dimensiunii universului observabil , se estimează că există câteva sute de miliarde de galaxii cu masă semnificativă. Populația galaxiilor pitice este totuși foarte dificil de determinat, datorită masei și luminozității foarte scăzute. Prin urmare, ar putea conține până la 2.000 de miliarde de galaxii, dar acest lucru poate fi confirmat doar cu observații de la viitoarele telescoape (cum ar fi gigantul Telescop european sau Telescopul de treizeci de metri ).

Galaxiile ca sisteme stelare mari au fost identificate pentru prima dată în anii 1920 , în primul rând de astronomul american Edwin Hubble , deși primele date care indică acest lucru datează din 1914 . Galaxiile sunt de trei tipuri morfologice principale: eliptice , spirale , neregulate . O descriere mai extinsă a tipurilor de galaxii a fost dată în același timp de Hubble și de atunci a fost numită secvența Hubble .

Nu toate stelele se află în galaxii. Dacă pare stabilit că în interiorul galaxiilor se formează stele, este probabil să fie expulzate din ele, fie din cauza interacțiunilor dintre galaxii, fie din cauza întâlnirilor strânse dintre o stea și o stea. Stea foarte masivă, ca un negru supermasiv gaură situată în centrul unei galaxii. Putem astfel observa anumite stele dotate cu o viteză mare în comparație cu galaxia lor, semn că nu mai sunt legate gravitațional. Astfel de stele se numesc, prin urmare, „  stele care fug  ”. Sunt cunoscuți mai mulți reprezentanți ai acestei clase, precum SDSS J090745.0 + 024507 și GRO J1655-40 , ambii părăsind Calea Lactee. Primul este probabil rezultatul unei întâlniri strânse cu gaura neagră centrală a galaxiei noastre, Sgr A * , al doilea este probabil rezultatul unei supernove asimetrice al cărei reziduu compact a fost expulzat din regiunea în care a avut loc explozia.

Etimologie

Cuvântul „galaxie” provine din termenul grecesc pentru propria noastră galaxie, ὁ γαλαξίας / ho galaxias („lăptos”, implicit κύκλος / kyklos „cerc”), derivat de la numele τὸ γάλα / la gala „lapte”. De asemenea, găsim în greaca veche ὁ τοῦ γάλακτος κύκλος / ho tou galaktos kyklos „cercul laptelui”, sau κύκ κύκλος γαλακτικός / ho kyklos galaktikos , „cerc lăptos  ” , datorită apariției sale pe cer. În mitologia greacă , Zeus l-a plasat pe fiul său Heracles , născut din unirea sa cu muritorul Alcmene , pe sânul soției sale Hera, când aceasta dormea, astfel încât bebelușul să devină nemuritor bând laptele ei divin. Când s-a trezit, și-a dat seama că alăpta un copil necunoscut pe care l-a împins, iar un jet de lapte a stropit cerul, formând această bandă luminoasă palidă numită „Calea Lactee”.

În literatura astronomică, cuvântul „Galaxie” cu G capital se referă la propria noastră galaxie ( Calea Lactee ), pentru a o distinge de alte galaxii.

Înainte de descoperirea galaxiilor, a fost folosit termenul „nebuloasă”, care descria orice obiect difuz din sfera cerească . Acest nume datează de la William Herschel , care și-a stabilit catalogul de obiecte din cerul profund , a folosit termenul de „  nebuloasă spirală  ” pentru obiecte precum M31 . Acestea vor fi ulterior identificate ca fiind imense aglomerări de stele, iar când distanțele dintre ele au început să fie înțelese, acestea au fost numite „  insule-univers  ”. Totuși, această nomenclatură a căzut, așadar, în desuetudine în favoarea termenului „galaxie”.

Identificarea galaxiilor

Zeci de mii de galaxii au fost identificate, printre alte obiecte, prin numeroase cataloage astronomice , cum ar fi catalogul Messier și Noul catalog general , care se referă și la nebuloase , dar și mai precis la cataloagele PGC , UGC , MCG , CGCG , IC , etc. Astfel, galaxia spirală barată denumită în mod obișnuit M109 este identificată și prin numerele NGC 3992 , PGC 37617 , UGC 6937 , MCG + 09-20-044 , CGCG269-023 etc. Unele galaxii remarcabile au primit un nume comun (uneori mai multe) folosit în mod obișnuit în locul numerelor de identificare, cum ar fi de exemplu galaxia Andromeda , norii Magellan , galaxiile Antene , galaxia Whirlpool (numită și galaxia câinilor de vânătoare ), galaxia Sombrero , etc.

Câteva ordine de mărime

O galaxie tipică precum Calea Lactee are câteva sute de miliarde de stele și are o dimensiune de aproximativ 100.000  de ani lumină (un an lumină are aproximativ 9,5 trilioane de kilometri). În mod remarcabil, aceste numere pot fi exprimate numai în termeni de diferite constante fundamentale . Mai precis, un raționament simplu face posibilă relaționarea mărimii unei galaxii cu fenomenul instabilității gravitaționale care vede un obiect mai dens decât mediul ambiant să se contracteze în anumite condiții din cauza propriului său câmp gravitațional. Acest lucru se întâmplă în principal atunci când un obiect se răcește brusc, caz în care presiunea acestuia scade brusc și nu mai poate contracara efectul atractiv al gravitației. În acest context, prezicem că masa M g și dimensiunea R g ale unei galaxii sunt probabil de ordinul:

, ,

unde și reprezintă, respectiv, constanta structurii fine (electromagnetice) și constanta gravitațională a structurii fine și, respectiv , masa protonului și electronului .

Este nevoie de mai mult de zece miliarde de ani pentru ca lumina din cele mai îndepărtate galaxii să ajungă pe Pământ .

Istoria observației

Calea Lactee

Încă din cele mai vechi timpuri, filosofii au încercat să înțeleagă natura benzii luminoase cunoscută sub numele de Calea Lactee . Grec filozof Anaxagora ( 500 de - 428 î.Hr.) conceput -o ca „efectul lumina stelelor care nu sunt ofensat de Soare“ . La fel, Democrit ( 450 - 370 î.Hr.) a sugerat că aceasta se datora unui număr mare de stele mici.

Cu toate acestea, Aristotel a crezut că ceea ce s-a observat a fost arderea unei părți a aerului, aprinsă de mișcarea stelelor, sugerând, prin urmare, că se afla în sfera sublunară.

Gemenii din Rodos , probabil în jurul anului 55 î.Hr. AD, descrie Calea Lactee ca fiind „unul dintre marile cercuri ale sferei fixului. Destul de larg, este alcătuit din stardust în formă de nebuloasă; este singurul cerc mare din univers care este vizibil. Există 7 cercuri mari: ecuatorul, zodiacul, culorile, orizontul în fiecare loc, meridianul, Calea Lactee. "

De asemenea, astronomul persan Al-Biruni ( 973 - 1048 d.Hr.) a infirmat propoziția lui Aristotel, încercând să calculeze paralaxa Căii Lactee și observând că, din moment ce este zero, trebuie să fie situat la o mare distanță de Pământ și, prin urmare, în afara atmosfera. De asemenea, el a propus ca Calea Lactee să fie o colecție de nenumărate stele nebuloase . Dovezi pentru acest lucru au venit în 1610 , când Galileo și-a folosit telescopul de refractare pentru a studia Calea Lactee și a descoperit că era într-adevăr alcătuit din nenumărate stele slabe. Thomas Wright în cartea sa An Original Theory or New Hypothesis of the Universe (1750), studiază structura galaxiei și își imaginează că formează un nor turtit. Într-un tratat din 1755 , Immanuel Kant , speculează pe bună dreptate că galaxia noastră ar putea fi un corp rotativ dintr-un număr incredibil de stele ținute împreună de forțe gravitaționale , la fel ca sistemul solar . Discul stelar rezultat poate fi văzut, în perspectivă, ca o dungă pe cer, pentru un observator din interiorul acestuia. Kant a mai susținut că unele dintre nebuloasele vizibile pe cerul nopții ar putea fi galaxii.

Prima încercare de a descrie forma Căii Lactee și aranjamentul Soarelui în interiorul acesteia a fost făcută de William Herschel în 1785 . El „a enumerat cu atenție poziția și distanțele unui număr mare de stele” . El a desenat o diagramă a formei Căii Lactee și a plasat sistemul solar aproape de centru. În 1920 , Jacobus Kapteyn a ajuns la imaginea unei mici galaxii elipsoidale (aproximativ 15.000  parsec în diametru), cu Soarele de asemenea aproape de centru. O metodă diferită, propusă de Harlow Shapley , bazată pe poziția clusterelor globulare , a condus la o imagine radical diferită de orice a văzut până acum: un disc plat cu un diametru de aproximativ 70.000 parsec (adică puțin peste 200.000  de ani lumină ) cu Soare foarte departe de centru. Ambele analize nu au luat în considerare absorbția luminii de către praful interstelar (un fenomen numit extincție ) prezent în planul galactic , dar după ce Robert Jules Trumpler a cuantificat acest efect în 1930 , prin studierea grupurilor deschise , a apărut imaginea actuală a galaxiei noastre.

Celelalte obiecte nebuloase

Spre sfârșitul XVIII - lea  secol , Charles Messier instituie un catalog care conține 110 „nebuloase“ , așa cum au fost numite obiecte fără discriminare difuze observate pe cer. Acest catalog a fost urmat de unul mai mare, de 5.000 de obiecte, compilat de William Herschel . În 1845 , Lord Rosse a construit un nou telescop care era capabil să distingă elipticele și spiralele nebuloaselor . De asemenea, el a încercat să evidențieze sursele punctuale din interiorul anumitor nebuloase, dând astfel credință conjecturii lui Kant.

În 1917 , Herber Curtis a observat imagini cu supernova SN 1885A în „  Marea Nebuloasă Andromeda  ” ( M31 , în catalogul Messier ). Privind în fotografie, a găsit încă 11 noi . Curtis a observat că aceste nova erau în medie cu 10 magnitudini mai mici decât cea a galaxiei noastre. Din aceste rezultate, el a reușit să estimeze distanța dintre noi și ei la aproximativ 150.000 parsec. Prin urmare, el a devenit un adept al ceea ce este cunoscută sub numele de teoria „universului insular”, susținând că nebuloasele spirale sunt de fapt galaxii independente, dar descoperirea sa a rămas puțin cunoscută.

În 1920 , „  Marea Dezbatere  ” privind natura Căii Lactee, nebuloasele spirale și dimensiunea Universului , a avut loc cu Harlow Shapley și Herber Curtis ca protagoniști principali . Pentru a-și întări ideea că Marea Nebuloasă Andromeda era o galaxie exterioară, Curtis a remarcat apariția unor linii întunecate asemănătoare norilor de praf în Calea Lactee, precum și o schimbare a luminii datorită efectului. Doppler-Fizeau .

Faptul a fost stabilit în cele din urmă de Edwin Hubble la începutul anilor 1920 folosind un nou telescop. El a reușit să rezolve părțile exterioare ale câtorva nebuloase spirale ca colecții de stele individuale și a identificat câteva variabile numite Cefeide , a căror perioadă de variație a luminii este o funcție a strălucirii absolute. Acest lucru a făcut posibilă estimarea distanței care ne separă de aceste nebuloase: erau mult prea departe pentru a putea face parte din Calea Lactee. În 1936 , Hubble a creat un sistem de clasificare a galaxiilor care este folosit și astăzi: secvența Hubble .

Compoziţie

Mediul interstelar

Materie întunecată

În anii 1970 , s-a realizat că masa vizibilă totală, în galaxii, a stelelor și a gazelor, nu a putut explica corect viteza de rotație a acestora, care este sistematic anormal de mare în comparație cu ceea ce ar avea. masă din care au fost compuse galaxiile. Acest lucru a condus la postularea existenței unei noi forme de materie, numită materie întunecată . Acesta nu emite nicio radiație, dar existența sa este dezvăluită de influența câmpului gravitațional asupra dinamicii stelelor. De la începutul anilor 1990 , telescopul spațial Hubble a adus o îmbunătățire semnificativă în observațiile îndepărtate. Aceste noi observații au făcut posibilă în special stabilirea faptului că materia întunecată a galaxiei noastre nu poate consta doar din stele slabe și mici. Alte observații cosmologice ajung la aceeași concluzie, atestând ideea că materia întunecată este o nouă formă de materie necunoscută în laborator . În cadrul galaxiilor, materia formează un halou sferic mai extins decât galaxia însăși și având un profil de densitate cunoscut sub numele de „sferă izotermă”, adică scăzând ca inversul pătratului distanței. În centru .

Tipuri și morfologie

Există trei tipuri principale de galaxii: eliptice , spirale și neregulate . O descriere detaliată a diferitelor tipuri de galaxii pe baza aspectului lor este stabilită de Secvența Hubble . Deoarece secvența Hubble se bazează în întregime pe caracteristica morfologică vizuală, uneori nu ține seama de caracteristici importante, cum ar fi rata de formare a stelelor (în galaxiile cu explozie de stele ) sau activitatea nucleului (în galaxii cu explozie de stele ). Galaxii active ). La momentul clasificării sale, Hubble credea că diferitele tipuri de morfologii galactice corespundeau unui grad variabil de evoluție a acestor obiecte, începând de la o stare sferică fără structură (tip E0), apoi aplatizându-se treptat. (Tip E1 până la E7), înainte de a produce brațele spiralate (tipurile Sa, Sb, Sc sau SBa, SBb, SBc). Această ipoteză a evoluției a fost de atunci complet invalidată, dar denumirea în termeni de „galaxie timpurie” (galaxie timpurie în limba engleză ) pentru eliptică și „galaxie târzie” (galaxie tardivă ) pentru spirală este împotriva, încă folosită.

Galaxii eliptice

Sistemul de clasificare Hubble numără galaxiile eliptice pe baza excentricității lor (adică aplatizarea imaginii lor proiectată pe cer), variind de la E0 (practic sferică) la E7 (puternic alungită), numărul care urmează „E” corespunzător cantitatea , unde a și b sunt axa semi-majoră și axa semi-minoră a galaxiei, așa cum sa observat. Aceste galaxii au un profil elipsoidal , oferindu-le un aspect eliptic din orice unghi de vedere. Aspectul lor prezintă puține structuri și nu au multă materie interstelară . Prin urmare, aceste galaxii conțin câteva grupuri deschise și au o rată scăzută de formare a stelelor . Prin urmare, stelele mai vechi și mai evoluate, care se rotesc aleator în jurul centrului lor de greutate comun, domină aceste galaxii. În acest sens, ele prezintă o anumită similitudine cu grupurile globulare , dar la o scară mai mare.

Cele mai mari galaxii sunt eliptice gigantice. Se crede că multe galaxii eliptice s-au format printr-o interacțiune de galaxii care s-au contopit în cele din urmă. Pot atinge dimensiuni enorme (în comparație cu galaxiile spirale, de exemplu). Pe de altă parte, aceste galaxii eliptice gigantice se găsesc adesea în inima grupurilor mari de galaxii . Cele galaxii Starbust sunt adesea rezultatul unei coliziuni de galaxii. Giganticei galaxii eliptice cel mai apropiat de galaxia noastră este M87 în constelația Fecioarei , la 60 de milioane de ani lumină.

Galaxii spirale

Galaxiile spirale formează cea mai iconică clasă de galaxii. Acestea sunt realizate dintr-un disc rotativ și compuse din stele și mediu interstelar , cu un bec central de stele în general mai vechi. Din acest bec ies brațe relativ strălucitoare. În schema de clasificare Hubble, galaxiile spirale corespund tipului S , urmate de o literă ( a , b sau c ), care indică gradul de înfășurare a brațelor spirale precum și dimensiunea bulbului central. O galaxie Sa are brațe relativ slab definite și are o regiune centrală relativ mare. Pe de altă parte, o galaxie Sc are brațe foarte deschise și bine trase, precum și un bec mic.

În galaxiile spirale, brațele spirale formează o spirală logaritmică aproximativă, un model care poate fi, în teorie, rezultatul unei perturbări a masei uniforme rotative a stelei. Brațele spirale se rotesc în jurul centrului, la fel ca stelele, dar cu o viteză unghiulară constantă. Aceasta înseamnă că stelele intră și ies din brațele spirale; stelele apropiate de centrul galactic orbitează mai repede decât brațele, în timp ce stelele exterioare se mișcă mai lent decât brațele. Se crede că brațele spirale sunt zone în care densitatea materiei este mai mare, așa că le putem vedea ca „unde de densitate”. Pe măsură ce stelele trec printr-un braț, viteza fiecărui sistem stelar este modificată de forțe gravitaționale suplimentare exercitate de o densitate mai mare de materie (această viteză revine la normal odată ce steaua iese din braț). Acest efect este similar cu o „undă” de încetinire pe o autostradă saturată cu mașini.

Brațele sunt vizibile datorită conținutului lor de stele tinere și strălucitoare, datorită densității mari de materie care facilitează formarea stelelor. Cu toate acestea, cele mai strălucitoare stele sunt, de asemenea, cele mai masive și au o durată de viață foarte scurtă (câteva milioane de ani față de 10 miliarde de ani pentru Soare), deci cele mai luminoase zone se află în vecinătatea locurilor. timpul pentru a se îndepărta semnificativ în timpul scurtei lor existențe.

Galaxii spirale blocate

Majoritatea galaxiilor spirale au în centru o bandă stelară liniară, din care ies brațele spirale. În clasificarea Hubble, acestea sunt desemnate cu un SB , urmat de o literă minusculă ( a , b sau c ), indicând din nou forma și dispunerea brațelor spirale (în același mod ca și galaxiile spirale care nu sunt tăiate). Se consideră că barele sunt structuri temporare care pot apărea ca urmare a radiației de densitate de la miez spre exterior sau ca urmare a interacțiunii cu o altă galaxie care implică forța mareelor . Multe galaxii spirale barate sunt active , aceasta putând fi gaz condus de-a lungul brațelor.

Propria noastră galaxie este o galaxie spirală mare cu bară de aproximativ 30.000 parsec în diametru și 1.000 parsec în grosime. Conține aproximativ 2 × 10 11 stele și are o masă totală de aproximativ 6 × 10 11 mase solare .

Morfologii specifice

Galaxiile particulare sunt formațiuni galactice care dezvoltă proprietăți neobișnuite datorită interacțiunilor gravitaționale cu alte galaxii, forțe de maree , responsabile de aceste deformări. Cele galaxii inelare , având o structură formată din stele și gaze în formă de inel în jurul centrului galactic, sunt exemple bune de galaxii particulare. O galaxie inel se poate forma atunci când o galaxie mai mică trece prin centrul unei galaxii spirale. Un astfel de eveniment s-ar fi putut produce pe galaxia Andromeda , care prezintă mai multe inele în infraroșu .

O galaxie lenticulară este o formă de tranziție, având atât proprietățile unei galaxii eliptice, cât și a unei galaxii spirale. În secvența Hubble, acestea sunt marcate cu S0 . Au brațe, recunoscute prost, și un halou eliptic de stele ( galaxiile lenticulare cu bare sunt de tip SB0 ).

În plus față de morfologiile menționate mai sus, există o serie de galaxii care nu se încadrează în niciuna dintre aceste categorii. Acestea sunt galaxii neregulate . O galaxie Irr-I are o anumită structură, dar nu este în mod clar legată de niciun tip din secvența Hubble. IRR-II galaxii nu au nici o structură comparabilă cu nimic în diagrama Hubble, și chiar poate să fi fost sfâșiate. Exemple apropiate de galaxii neregulate (pitice) sunt nori magellani .

Galaxii pitice

În ciuda preeminenței marilor galaxii eliptice și spirale, se pare că majoritatea galaxiilor din univers sunt galaxii pitice . Aceste mici galaxii sunt până la 1% față de Calea Lactee și conțin doar câteva miliarde, dacă nu câteva sute de milioane de stele. Galaxiile pitice ultra-compacte, care au fost găsite recent, au o lungime de doar 100 de parseci.

Majoritatea galaxiilor pitice orbitează o galaxie mai mare; Calea Lactee are cel puțin o duzină de sateliți pitici, probabil mai mici decât numărul total al acestor sateliți. Galaxiile pitice pot fi, de asemenea, clasificate ca eliptice , spirale sau neregulate .

Rotația galaxiilor

Un grafic care reprezintă viteza de rotație a materiei în funcție de distanța dintre aceasta și centrul galactic poate lua două forme, curba plană B fiind cea mai comună. Să aruncăm o privire mai atentă asupra formelor curbelor de rotație. Articolul citat oferă un număr mare dintre ele.

În apropierea centrului galactic , viteza este proporțională cu distanța față de centrul galactic. Viteza unghiulară de rotație este deci constantă ca într-un solid . Curba devine apoi parabolică , ceea ce corespunde unei densități de masă stelare constante. După maxim, curba este în general plană, densitatea stelelor scade. În cele din urmă, foarte departe de centrul galactic unde densitatea stelelor este foarte scăzută, găsim legile lui Kepler , care pot fi verificate doar în prezența unor stele suficient de luminoase care fac parte din galaxia în cauză. (vezi articolul Materie întunecată )

Activități excepționale

Interacţiune

Distanța medie care separă galaxiile dintr-un cluster este relativ mică. În consecință, interacțiunile dintre galaxii sunt destul de frecvente și joacă un rol important în evoluția lor . Când două galaxii lipsesc îngust, ele suferă totuși deformări datorate forței mareelor și pot schimba o anumită cantitate de gaz și praf .

Coliziunile apar atunci când două galaxii trec direct una prin cealaltă și au suficient moment unghiular relativ pentru a nu se contopi. Stelele acestor galaxii care interacționează vor trece fără să se ciocnească una de cealaltă. Cu toate acestea, gazul și praful prezente în cele două galaxii vor interacționa. Acest lucru poate declanșa o explozie de formare de stele, deoarece mediul interstelar a fost perturbat și comprimat. O coliziune poate distorsiona grav cele două galaxii, formând structuri asemănătoare unor bare, inele sau cozi lungi.

Cea mai violentă interacțiune este fuziunea galactică . În acest caz, momentul relativ al celor două galaxii este insuficient pentru a le permite să se elibereze de strânsoarea celeilalte și să-și continue traseele. În schimb, vor fuziona treptat pentru a forma o singură galaxie mai mare. Fuziunile aduc schimbări uriașe morfologiei celor două galaxii inițiale. Cu toate acestea, în cazul în care una dintre cele două galaxii este mult mai masivă decât cealaltă, asistăm la un fenomen de canibalism . În acest caz, galaxia mai mare va rămâne relativ neschimbată, în timp ce cea mai mică va fi sfâșiată în interiorul celeilalte. Calea Lactee este în prezent în procesul de absorbție a Dwarf eliptica Galaxy din Sagetator si Galaxy Dwarf de Big Dog în acest fel .

Starburst

Stelele sunt create în galaxii din gazul rece care s-a format în nori moleculari gigantici . Unele galaxii, galaxii cu explozie de stele , au o rată amețitoare de formare a stelelor. Totuși, dacă ar continua să funcționeze în acest fel, aceste galaxii și-ar epuiza rezervele de gaz în mai puțin timp decât durata lor de viață. Prin urmare, un astfel de eveniment durează de obicei doar 10 milioane de ani, ceea ce este relativ scurt în comparație cu istoria galaxiei. Galaxiile Starburst au fost mai frecvente în trecut și în prezent contribuie cu aproximativ 15% la rata totală de formare a stelelor.

Galaxiile Starburst sunt caracterizate de concentrații mari de gaz și praf , precum și de un număr mare de stele tinere. Cele mai masive dintre ele ionizează norii din jur și creează regiuni HII . Aceste stele masive ajung ca supernove , producând o lumină ulterioară care interacționează cu gazul din jur. Aceasta declanșează o reacție în lanț de formare a stelelor care se propagă prin întreaga regiune gazoasă. O astfel de explozie de stele se termină numai atunci când gazul disponibil este consumat sau dispersat.

Exploziile de stele sunt adesea asociate cu galaxii care interacționează sau fuzionează. Primul exemplu de galaxie cu explozie de stele este M82 , care a interacționat recent cu M81 mai mare. galaxiile neregulate au adesea noduri sau rata de formare este deosebit de mare.

Nucleul activ

Se spune că unele galaxii sunt active . Aceasta înseamnă că o parte semnificativă din energia totală este emisă de alte surse decât stelele, praful sau mediul interstelar .

Standard , modelul care descrie o galaxie se bazează pe acreție disc prezent în jurul galaxiei gaura neagra supermasiva . Radiația din galaxiile active provine din energia potențială gravitațională a materiei, pe măsură ce cade de pe disc în gaura neagră. Aproximativ 10% din aceste obiecte au o pereche de jeturi de particule care sunt aproape de viteza luminii .

Galaxiile active care emit radiații puternic energetice sub formă de raze X se numesc galaxii Seyfert sau quasare , în funcție de luminozitatea lor. Se crede că blazarele sunt galaxii active care emit jeturi îndreptate spre pământ. O radiogalaxie emite radiații situate în unde radio de la jeturile sale.

Un model unificator explică faptul că diferențele dintre diferitele tipuri de galaxii active se datorează doar unghiului de vedere al observatorului.

Antrenament și dezvoltare

Studiul formării și evoluției galactice face posibilă schițarea răspunsurilor la întrebări referitoare la evoluția galaxiilor de-a lungul istoriei universului. În acest domeniu, câteva teorii au devenit larg acceptate, dar este încă un câmp foarte activ al astrofizicii . Lucrări recente sugerează că primele galaxii s-ar fi format mai devreme decât se aștepta (o galaxie îndepărtată conținând stele vechi de 750 de milioane de ani s-ar fi format la aproximativ 200 de milioane de ani după Big Bang).

Instruire

Modelele cosmologice actuale care descriu formarea universului se bazează pe teoria Big Bang-ului , conform căreia spațiul-timp și, împreună cu ea, toată materia și energia care alcătuiesc universul au apărut într-o măsură de expansiune neobișnuită, fiind în același timp comprimate o dimensiune infinitesimală. La aproximativ 300.000 de ani de la acest eveniment inițial, temperatura scăzuse suficient pentru a permite formarea atomilor de hidrogen și heliu , într-un fenomen numit Recombinare . Cea mai mare parte a hidrogenului a fost neutră ( neionizată ) și, prin urmare, a absorbit lumina, stelele nu s-au format încă; din acest motiv, această perioadă se numește Epoca Întunecată . Din fluctuațiile de densitate (sau nereguli anizotrope ) au început să se formeze cele mai mari structuri ale materiei . Aglomerări de materie barionică condensate în halouri de materie întunecată rece. Aceste structuri primordiale vor deveni în cele din urmă galaxiile pe care le observăm astăzi.

Dovezi privind apariția galaxiilor primordiale au fost găsite încă din 2006 odată cu descoperirea galaxiei IOK-1 care prezintă o schimbare de roșu de 6,96, care corespunde doar 750 de milioane de ani după Big Bang. În martie 2016, cercetătorii care lucrau la datele de la Telescopul Spațial Hubble ca parte a sondajului GOODS au descoperit galaxia GN-z11 , care are o schimbare la roșu de 11.01 și a observat când Universul avea doar 400 de milioane de ani. GN-z11 este până în prezent cel mai vechi și mai îndepărtat obiect observat vreodată. Existența unor astfel de protogalaxii sugerează că acestea trebuie să se fi dezvoltat în epoca întunecată.

Evoluţie

La un miliard de ani după formarea galaxiei, încep să apară structuri cheie: grupuri globulare , gaura neagră supermasivă centrală și bulbul galactic format din stele ale populației II . Crearea unei găuri negre supermasive pare să joace un rol major deoarece reglează în mod activ creșterea galaxiilor prin limitarea cantității totale de material adăugat. În acest timp, galaxiile suferă o explozie majoră de formare de stele.

În următorii doi miliarde de ani, materia acumulată se instalează pe discul galactic . O galaxie va continua să absoarbă materialele înconjurătoare (prezente în nori interstelari rapizi și galaxii pitice ) de-a lungul vieții sale. Aceste materiale constau în principal din hidrogen și heliu . Ciclul nașterii și morții stelelor crește încet cantitatea de material greu, care poate duce în cele din urmă la formarea planetelor .

Evoluția galaxiilor poate fi puternic afectată de interacțiune sau coliziune. Fuziunile de galaxii erau comune în trecut, iar majoritatea galaxiilor aveau morfologii speciale. Având în vedere distanța dintre stele, marea majoritate a sistemelor stelare nu vor fi deranjate de o coliziune. Cu toate acestea, ruperea gravitațională a gazului și a prafului interstelar produce o urmă lungă de stele. Astfel de structuri, cauzate de forța mareelor, pot fi văzute pe galaxii de șoareci sau antene .

Calea Lactee și galaxia Andromeda se apropie una de cealaltă la o viteză de 130  km / s și s-ar putea ciocni în 5 până la 6 miliarde de ani. Deși Calea Lactee nu s-a ciocnit niciodată cu o galaxie mare precum Andromeda, numărul dovezilor privind coliziunile Căii Lactee cu galaxiile pitice este în creștere.

Astfel de interacțiuni la scară largă sunt rare. În trecut, fuziunile a două sisteme de dimensiuni egale au devenit mai puțin frecvente. Majoritatea galaxiilor strălucitoare au rămas practic neschimbate în ultimele miliarde de ani, iar rata netă de formare a stelelor a atins probabil vârful în urmă cu aproximativ 10 miliarde de ani.

Tendințe viitoare

Acum, majoritatea stelelor se formează în galaxii mici, unde gazul rece nu este epuizat. Galaxiile spirale, ca și Calea Lactee, produc stele de nouă generație, atâta timp cât au nori densi de hidrogen molecular . De aceea, galaxiile eliptice care sunt deja în mare parte lipsite de acest gaz nu formează stele. Rezervele de material care creează stelele sunt limitate: odată ce stelele au transformat tot hidrogenul disponibil în elemente mai grele, se va termina formarea de stele noi.

Epoca actuală a stelelor în curs de naștere este de așteptat să continue pentru încă o sută de miliarde de ani. Dar „Epoca Stelelor ” se va încheia peste zece până la o sută de miliarde de ani (10 13 până la 10 14 , când stelele mai puțin masive (și, prin urmare, cele cu cea mai lungă durată de viață), micile pitici roșii , de aproximativ 0,08 mase solare , își vor termina „ardere” și prăbușire.

La sfârșitul Epocii Stelare, galaxiile vor fi alcătuite doar din obiecte compacte  : pitici maronii , pitici albi răcoriți (care, la rece devin pitici negri ), stele de neutroni și găuri negre  ; precum și planete și diverse planetesimale. Apoi, toată materia va cădea în găurile negre centrale sau va fi împrăștiată în spațiul intergalactic.

Structuri la scară mai mare

Majoritatea galaxiilor sunt conectate gravitațional la o serie de altele. Grupurile de galaxii sunt tipurile de grupuri galactice cele mai frecvente în univers și acestea conțin majoritatea galaxiilor (și, prin urmare, majoritatea barionelor de masă ) din univers. Au câteva zeci de membri. Calea Lactee face astfel parte dintr-un grup de galaxii numit Grupul Local al cărui membru este cel mai masiv cu Galaxia Andromeda (M31), ceilalți membri ai săi având o masă mult mai mică.

Când o concentrație de galaxii conține mai mult de o sută de galaxii situate într-o zonă de câțiva mega parsecs , atunci se numește cluster . Clusterele de galaxii sunt adesea dominate de o galaxie eliptică gigantică. În timp, își distruge sateliții, care își adaugă masa la a sa, prin forțe de maree . Clusterul căruia îi aparține Grupul Local se numește cluster Fecioară , numit după constelația în care se află centrul său.

Cele superciorchinii contin zeci de mii de galaxii însele izolate sau grupate în grupuri și grupuri. Pe scara superglomerilor , galaxiile ar fi aranjate în foi și filamente, lăsând goluri imense între ele. La o scară mai mare, Universul pare a fi izotrop și omogen .

Grupurile, clustere și superclustere nu sunt structuri fixe. Galaxiile care le compun interacționează între ele și sunt susceptibile de a se uni. Alte galaxii se pot naște acolo din materia actuală care nu a fost încă condensată în galaxii.

Observații multiple de lungime de undă

Inițial, majoritatea observațiilor au fost făcute în lumină vizibilă . Deoarece stelele își radiază cea mai mare parte a luminii în această zonă a spectrului electromagnetic , observarea stelelor care formează galaxii exterioare Căii Lactee este o componentă majoră a astronomiei optice. În plus, este util și pentru observarea regiunilor HII ionizate și a brațelor prăfuite .

Praful prezent în mediul interstelar este opac la lumina vizibilă. Pe de altă parte, devine mai transparent în infraroșul îndepărtat  ; de aceea poate fi util pentru observarea interiorului norilor moleculari gigantici și a nucleelor ​​galactice . Infraroșul poate fi, de asemenea, utilizat pentru a observa galaxii îndepărtate și redshifted care s-au format la începutul istoriei Universului. Deoarece vaporii de apă, precum și dioxidul de carbon absorb porțiuni utile din spectrul infraroșu, observatoarele infraroșii sunt situate la altitudini mari sau în spațiu.

Primul studiu non-vizual al galaxiilor, în special al celor active , a fost realizat folosind unde radio . Atmosfera este , de fapt , aproape transparent la undele radio situate între 5  Hz și 3  GHz (cele terestre ionosferei blochează semnalul sub acest interval). Interferometrele radio mari au fost folosite pentru cartografierea jeturilor emise de galaxiile active. De telescoape radio , pot fi de asemenea folosite pentru a observa hidrogenul neutru (prin linia de 21 de centimetri ), inclusiv materiale potențial neionizată de la începuturile universului care au format galaxiile colaps.

Telescoapele ultraviolete fac posibilă evidențierea mai bună a stelelor fierbinți, adesea masive și cu o durată de viață limitată, evidențiind astfel fenomenul de formare a stelelor în galaxii. În domeniul razelor X , observăm materie mult mai fierbinte, în special distribuția gazului fierbinte în grupuri de galaxii, precum și fenomene energetice în inima galaxiilor, unde există adesea o gaură neagră supermasivă a cărei prezență este trădată, printre alte lucruri, prin existența vârtejurilor de gaz foarte fierbinte care sunt cuprinse de gaura neagră centrală.

Bibliografie

  • Referințe generale
    • Terence Dickinson, Universul și dincolo , Firefly Books Ltd.,2004( ISBN  1-55297-901-6 )
    • James Binney și Michael Merrifield, Galactic Astronomy , Princeton University Press,1998, 796  p. ( ISBN  0-691-00402-1 )
    • (ro) David Merritt , Dinamica și evoluția nucleelor ​​galactice , Princeton, NJ, Princeton University Press,2013, 551  p. ( ISBN  978-0-691-12101-7 și 0-691-12101-X )

Note și referințe

  1. Observatorul European Sudic, „  Dezvăluirea secretului unei galaxii pitice Fecioară  ” ,3 mai 2000(accesat la 14 octombrie 2008 ) .
  2. http://www.esa.int/Our_Activities/Space_Science/Herschel/How_many_stars_are_there_in_the_Universe .
  3. Roland Lehoucq , "  1 692 919 135 stele catalogate  ", Le Monde ,25 aprilie 2018( ISSN  0395-2037 , citiți online ).
  4. „  Științe. Universul are aproximativ 2000 de miliarde de galaxii  ” , pe Ouest-Franța ,13 octombrie 2016(accesat la 15 octombrie 2016 ) .
  5. Comoară în limba franceză computerizată , articolul „Galaxie”.
  6. Henry George Liddell și Robert Scott, Un lexic greco-englez. Revizuit și completat de Sir Henry Stuart Jones cu ajutorul Roderick McKenzie , Oxford, Clarendon Press. 1940, articole „γαλαξίας” și „γάλα”.
  7. Document din revista Ciel & Espace, 10 octombrie 2008. Accesat la 01.08.2009.
  8. (în) Anaxagoras de Clazomenae, "  doxography (fragmente)  " , v - lea  secol BC. j.-c. (accesat la 14 octombrie 2008 ) .
  9. (în) Aristotel, „  Meteorologie, Capitolul VIII: Din Calea Lactee.  " ,334 î.Hr. J.-C.(accesat la 14 octombrie 2008 ) .
  10. Geminos ( traducere  din greaca veche de Germaine Aujac), Introducere în fenomene , Paris, Les Belles Lettres, col.  „Colecția Universităților din Franța”,1975, 215  p. , p.  XXIV și 33.
  11. (ro) O'Connor, JJ; Robertson, EF, „  Galileo Galilei  ” , Universitatea din St. Andrews,Noiembrie 2002(accesat la 8 ianuarie 2007 ) .
  12. (en) Evans JC, „  Galaxia noastră  ” , Universitatea George Mason,24 noiembrie 1998(accesat la 4 ianuarie 2007 ) .
  13. Stephen Hawking , O scurtă istorie a timpului , „Universul în expansiune”, p.  56.
  14. (în) Marschall Laurence A., „  Cum au determinat oamenii de știință închirierea noastră în galaxia Calea Lactee - cu alte cuvinte, de unde știm că sistemul nostru solar se află în brațul unei galaxii spirale, departe de centrul galaxiei?  " , Scientific American,21 octombrie 1999(accesat la 13 decembrie 2007 ) .
  15. (în) Karl F. Kuhn , În căutarea universului , Sudbury, Jones și Bartlett Publishers,2004, A 4- a  ed. , 674  p. ( ISBN  978-0-7637-0810-8 , citit online ).
  16. (în) V. Trimble , „  Robert Trumpler și (Non) transparența spațiului  ” , Buletinul Societății Americane de Astronomie , nr .  31,1999, p.  1479 ( citit online , consultat la 8 ianuarie 2007 ).
  17. (în) Abbey Lenny, „  Earl of Rosse and the Leviathan of Parsontown  ” , The Compleat Amateur Astronomer (accesat la 4 ianuarie 2007 ) .
  18. (în) Heber D. Curtis , „  Novae in Spiral Nebulae and the Island Universe Theory  ” , Publicații ale Societății Astronomice din Pacific , Vol.  100,1988, p.  6 ( citește online ).
  19. (în) Harold F. Weaver, „  Robert Julius Trumpler  ” , Academia Națională de Științe (accesat la 5 ianuarie 2007 ) .
  20. (în) EP Hubble , "  O nebuloasă spirală ca sistem stelar, Messier 31  " , Astrophysical JournalEngl , vol.  69,1929, p.  103–158 ( citește online ).
  21. (în) Allan Sandage , "  Edwin Hubble, 1889-1953  " , Jurnalul Societății Regale Astronomice din Canada , Vol.  83, nr .  6,1989( citit online , consultat la 8 ianuarie 2007 ).
  22. (în) Jarrett TH, "  Near-Infrared Galaxy Morphology Atlas  " , Institutul de Tehnologie din California (accesat la 9 ianuarie 2007 ) .
  23. (ro) MA Barstow, "  Galaxii eliptice  " , Departamentul de fizică al Universității Leicester,2005(accesat la 8 iunie 2006 ) .
  24. (în) „  Galaxii  ” , Universitatea Cornell,20 octombrie 2005(accesat la 10 august 2006 ) .
  25. (în) Smith Gene, „  Galaxies - The Spiral Nebulae  ” , Universitatea din California, San Diego Center for Astrophysics and Space Sciences,6 martie 2000(accesat la 30 noiembrie 2006 ) .
  26. (în) PB Eskridge, JA Frogel, „  Care este adevărata fracțiune a galaxiilor spirale blocate?  » , Astrofizică și știința spațiului , vol.  269/270,1999, p.  427–430 ( citește online ).
  27. (în) F. Bournaud, F. Combes, „  Acreția gazelor sunt galaxii spirale: formarea și reînnoirea barei  ” , Astronomy and Astrophysics , vol.  392,2002, p.  83–102 ( citește online ).
  28. (în) JH Knapen, D. Pérez-Ramírez, S. Wool, "  Circumnuclear in areas barred galaxies spiral - II. Relații cu galaxiile gazdă  ” , Monthly Notice of the Royal Astronomical Society , vol.  337, nr .  3,2002, p.  808–828 ( citește online ).
  29. (în) C. Alard , „  Încă o bară în val  ” , Astronomie și astrofizică , vol.  379, n o  22001, p.  L44-L47 ( citiți online ).
  30. (în) Robert Sanders, „  Galaxia Calea Lactee este deformată și vibrează ca un tambur  ” , UCBerkeley News9 ianuarie 2006(accesat la 24 mai 2006 ) .
  31. (în) GR Bell, SE Levine, „  Masa Căii Lactee Flux sferoidal pitic și calitatea de membru  ” , Buletinul Societății Astronomice Americane , Vol.  29, n o  21997, p.  1384 ( citește online ).
  32. (în) RA Gerber, SA Lamb DS Balsara, "  Ring Galaxy Evolution as a Function of" Intruder "Mass  " , Bulletin of the American Astronomical Society , Vol.  26,1994, p.  911 ( citește online ).
  33. (în) „  ISO dezvăluie inelele ascunse ale Andromedei  ” ( Arhivă • Wikiwix • Archive.is • Google • Ce să faci? ) , ESA Science News,14 octombrie 1998(accesat la 24 mai 2006 ) .
  34. (în) „  Spitzer dezvăluie ceea ce a ratat Edwin Hubble  ” , Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics,31 mai 2004(accesat la 6 decembrie 2006 ) .
  35. (în) Barstow MA, „  Galaxii neregulate  ” , Universitatea din Leicester,2005(accesat la 5 decembrie 2006 ) .
  36. (în) S. Phillipps, J. Drinkwater, MD Gregg, JB Jones, "  Ultra-compact Dwarf Galaxies in the Fornax Cluster  " , The Astrophysical Journal , vol.  560, n o  1,2001, p.  201–206 ( citește online ).
  37. (în) Kimm Groshong , „  Ciudate galaxii prin satelit din jurul Căii Lactee revelate  ” , New Scientist ,24 aprilie 2006( citit online , consultat la 10 ianuarie 2007 ).
  38. Curbe de rotație a galaxiei fără materie întunecată non-barionică .
  39. (în) JE Barnes, L. Hernquist, „  Dinamica interacțiunii galaxiilor  ” , Revista anuală de astronomie și astrofizică , vol.  30,1992, p.  705-742 ( citiți online ).
  40. „  http://www.astro.umd.edu/education/astro/gal/interact.html  ” ( Arhivă • Wikiwix • Archive.is • Google • Ce să faci? ) (Accesat la 18 martie 2013) ) .
  41. (în) „  Galaxii interacționale  ” , Universitatea Swinburne (accesat la 19 decembrie 2006 ) .
  42. (în) „  Starburst Galaxies  ” , Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics,29 august 2006(accesat la 10 august 2006 ) .
  43. RC Kennicutt Jr., JC Lee, JG Funes, S. Shoko, S. Akiyama (6-10 septembrie 2004). „  Demografie și galaxii gazdă ale exploziilor de stele  ” Starbursts: De la 30 Doradus la Lyman Break Galaxies : 187- p., Cambridge, Marea Britanie: Dordrecht: Springer. Accesat la 11 decembrie 2006. 
  44. (în) Smith Gene, „  Starbursts & Colliding Galaxies  ” , Universitatea din California, San Diego Center for Astrophysics and Space Sciences,13 iulie 2006(accesat la 10 august 2006 ) .
  45. (în) Keel Bill , „  Starburst Galaxies  ” , Universitatea din Alabama,Septembrie 2006(accesat la 11 decembrie 2006 ) .
  46. (în) Keel William C. , „  Introducing Active Galactic Nuclei  ” , Universitatea din Alabama,2000(accesat la 6 decembrie 2006 ) .
  47. (în) J. Lochner, Mr. Gibb "  Un monstru în mijloc  " , NASA (accesat la 20 decembrie 2006 ) .
  48. Johan Richard și colab. Descoperirea unei galaxii vechi, posibil, la $ z = 6.027  $ , multiplicată prin imagini prin clusterul masiv Abell 383  ; Lucrări publicate în aprilie 2011 pe site-ul revistei Monthly Notices of the Royal Astronomical Society .
  49. (în) „  Căutare proto-galaxii submilimetrice  ” , Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics,18 noiembrie 1999(accesat la 10 ianuarie 2007 ) .
  50. (în) „  Echipa Hubble bate recordul distanței cosmice  ” pe HubbleSite.org ,3 martie 2016(accesat la 3 martie 2016 ) .
  51. (în) Irene Klotz , „  Hubble Spies Most Distant, Oldest Galaxy Ever  ” , Discovery News ,3 martie 2016( citiți online , consultat la 3 martie 2016 ).
  52. (în) „  Căutare proto-galaxii submilimetrice  ” , Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics,18 noiembrie 1999(accesat la 10 ianuarie 2007 ) .
  53. (în) „  Simulațiile arată cum reglează formarea galaxiei găurile negre în creștere  ” , Universitatea Carnegie Mellon,9 februarie 2005(accesat la 7 ianuarie 2007 ) .
  54. (în) Robert Massey, „  Prins în act; formând galaxii capturate în tânărul univers  ” , Royal Astronomical Society,17 aprilie 2007(accesat la 20 aprilie 2007 ) .
  55. (în) Masafumi Noguchi , „  Evoluția timpurie a galaxiilor de pe disc: formarea tinerilor umflături aglomerate în discurile galactice  ” , Astrophysical Journal , vol.  514, nr .  1,1999, p.  77–95 ( citit online , accesat la 16 ianuarie 2007 ).
  56. (în) C. Baugh, C. Frenk, „  Cum se fac galaxiile?  " , Physics Web,Mai 1999(accesat la 16 ianuarie 2007 ) .
  57. G. Gonzalez (1998). "  The Metallicity Stellar - Planet Connection  " Lucrări ale unui atelier despre pitici bruni și planete extrasolare : 431 p .. Accesat la 16 ianuarie 2007. 
  58. .
  59. (în) H. Ford și colab. , „  Noua cameră a lui Hubble oferă vederi uluitoare asupra universului  ” , Hubble News Desk,30 aprilie 2002(accesat la 8 mai 2007 ) .
  60. (în) Curtis Struck , „  Galaxy Collisions  ” , Galaxy Collisions , vol.  321,1999( citește online ).
  61. (în) Janet Wong , "  astrofizicianul hărți în final propria noastră galaxiei  " ( Arhiva • Wikiwix • archive.is • Google • Ce să fac? ) , Universitatea din Toronto14 aprilie 2000(accesat la 5 iunie 2013 ) .
  62. (în) Heavens, Panter, Jimenez și Dunlop, "  Istoria formării stelelor a Universului din populațiile stelare ale galaxiilor din apropiere  " , Nature , vol.  428, nr .  6983,2004, p.  625–627 ( citește online ).
  63. (în) RC Kennicutt Jr., P. Tamblyn EC Congdon, „  Formarea stelelor trecute și viitoare în galaxiile de pe disc  ” , Astrophysical Journal , vol.  435, nr .  1,1994, p.  22–36 ( citiți online ).
  64. (în) GR Knapp, Star Formation in Early Type Galaxies , San Francisco, Astronomical Soc. din Pacific,1999( ISBN  978-1-886733-84-8 , LCCN  99061291 , citit online ).
  65. (în) Fred Adams, Greg Laughlin, „  The Great Cosmic Battle  ” ( Arhivă • Wikiwix • Archive.is • Google • Ce să faci? ) , Societatea Astronomică din Pacific,13 iulie 2006(accesat la 16 ianuarie 2007 ) .
  66. (în) Pobojewski Sally, „  Fizica oferă o privire asupra părții întunecate a universului  ” , Universitatea din Michigan,21 ianuarie 1997(accesat la 13 ianuarie 2007 ) .
  67. (în) John Dubinsky , „  Originea celor mai strălucitoare galaxii ale clusterelor  ” , Astrophysical Journal , vol.  502, n o  21998, p.  141–149 ( citește online ).
  68. (în) Neta A. Bahcall , „  Structura pe scară largă în univers indicată de grupurile de galaxii  ” , Revista anuală a astronomiei și astrofizicii , vol.  26,1988, p.  631–686 ( citește online ).
  69. (în) „  Near, Mid & Far Infrared  ” , IPAC / NASA (accesat la 2 ianuarie 2007 ) .
  70. (în) „  Efectele atmosferei superioare a Pământului asupra semnalelor radio  ” , NASA (accesat la 10 august 2006 ) .
  71. (în) „  Imaginea gigantică cu radiotelescop ar putea face vizibilă materia întunecată  ” , ScienceDaily,14 decembrie 2006(accesat la 2 ianuarie 2007 ) .
  72. (în) „  NASA Telescope Sees Black Hole Munch on a Star  ” , NASA,5 decembrie 2006(accesat la 2 ianuarie 2007 ) .

Vezi și tu

Articole similare

linkuri externe