Stelele și cerul nopții au captivat oamenii de-a lungul istoriei. Și fascinația cu privire la modul în care se formează stelele este una pe care majoritatea dintre noi probabil am avut-o la un moment dat în viața noastră.
Stelele se formează din nori gigantici astrologici de gaze. Crearea secvenței principale a stelelor urmează un proces în șapte etape. Diferite evenimente declanșează formarea de stele cu masă mică și formarea de stele cu masă mare. Progresia ciclului de viață al unei stele va avea ca rezultat formarea diferitelor tipuri de stele.
Din punct de vedere istoric, înțelegerea noastră despre ce sunt și cum se formează stelele a fost oarecum conflictuală și dificil de studiat obiectiv. Stelele trăiesc milioane și chiar miliarde de ani. Niciun om nu va putea experimenta atât nașterea, cât și moartea unei singure stele.
Studiul nostru despre stele se bazează în primul rând pe extrapolarea datelor observate și a modelelor comportamentale la modelele teoretice ale ciclului de viață al unei stele și ale proceselor interne. Acest articol va spune ceea ce știm despre stele și modul în care acestea sunt formate …
Ce sunt stelele?
Istoria înțelegerii umane a formării stelelor a fost una variată, plină de teorie, mit și legendă, în care narațiunea stelelor a fost legată de căutarea sensului oamenilor.
Dar noile tehnologii și o înțelegere științifică îmbunătățită ne-au permis să înlăturăm mitologia și legenda din jurul stelelor și să le studiem obiectiv pe măsură ce se nasc, trăiesc și mor. Definiția stelelor conține câteva indicii importante cu privire la formarea stelelor.
Astrologii definesc formal stelele ca fiind corpuri astrologice de gaz luminos cu o formă aproximativ sferică ținută împreună de un miez gravitațional intern.
Stelele trebuie să aibă suficientă masă pentru a genera un câmp gravitațional intern care să conducă contracția și fuziunea nucleară la miezul stelei. Producția de energie prin fuziune este un criteriu fundamental pentru clasificarea stelelor.
O pitică brună nu poate fi considerată o stea adevărată, deoarece masa este insuficientă pentru a menține fuziunea nucleară consistentă la bază și, ca atare, uneori sunt denumite stele eșuate.
Observații și studii despre formarea stelelor
În 1584, Giordano a propus existența formațiunilor de milioane de stele noi și sisteme planetare similare cu ale noastre. Fără ajutorul tehnologiei moderne, el a teoretizat corect existența și interacțiunile dinamice dintre stele și sistemele planetare.
Din păcate pentru Giordano, Inchiziția romană l-a ars pe rug din cauza credinței sale „eretice” despre stele! Știința stelelor a făcut salturi uriașe, deoarece tehnologia modernă a permis oamenilor să vadă și chiar să audă dovezile stelelor.
Teoriile radicale sunt mai ușor acceptate dacă dovezile pot fi reproduse în limitele capacităților senzoriale ale unui om. Acest lucru este valabil și în cazul studiului norilor interstelari și a nebuloaselor (nebuloasele sunt nori de gaz și praf în spațiul cosmic)…
Studierea norilor și nebuloaselor interstelare gazoase
Poate vă întrebați de ce trebuie să studiem norii interstelari. La urma urmei, acești nori nu sunt stele; nu emit lumină, ci doar o reflectă și nu există activitate nucleară în nucleul unui nor!
Oamenii de știință au fost mult timp fascinați de aceste importante structuri galactice. Deși nu sunt stele în sine, norii interstelari sunt originea multor miliarde de stele. Majoritatea studiilor științifice ale nebuloaselor și norilor interstelari se concentrează pe înțelegerea și prezicerea mișcării fluctuante a materiei interstelare în interiorul norului și pe calcularea densității materialului.
Studiind mișcarea și densitatea, oamenii de știință pot prezice când și unde se vor forma stelele și numărul potențial de formațiuni stelare care pot apărea în interiorul unui nor.
Structurile norilor gazoși care formează nebuloase pot fi studiate în funcție de:
- emisii termice cu lungime de undă în infraroșu îndepărtat
- absorbția prafului cu lungimea de undă în infraroșu apropiat
- emisiile de linie
Să aruncăm o privire la fiecare:
Lungime de undă cu infraroșu îndepărtat: emisii termice
Satelitul Herschel a fost lansat în urmă cu peste un deceniu și a furnizat date valoroase bazate pe emisiile de praf termic. La calcularea emisiilor de praf termic, este esențial să cunoașteți curba de opacitate a prafului și temperatura prafului norului pentru a calcula densitatea coloanei sale.
Lungime de undă cu infraroșu apropiat: absorbția prafului
O tehnică conexă calculează absorbția prafului luminii de fundal a stelelor în spectrul infraroșu apropiat. Cu toate acestea, această tehnică este fiabilă numai dacă masa norului nu blochează în totalitate stelele de fundal. De asemenea, necesită ca masa norilor să fie localizată într-o zonă cu suficiente stele prezente pentru a calcula absorbția luminii în interiorul masei de praf și gaz.
În această tehnică, se măsoară dispariția stelelor de fundal, iar rezultatul este împărțit la opacitatea prafului pentru a obține densitatea materiei interstelare a norului.
Emisii de linie
Studiul emisiilor de linie are ca rezultat modelarea cea mai bogată în informații despre formarea stelelor din nori interstelari. Cu toate acestea, aceasta este cea mai complexă formulare de utilizat și înțeles.
Emisiile de linie sunt emisiile studiate atunci când diferiți atomi și molecule se ciocnesc cu moleculele de hidrogen și heliu și, făcând acest lucru, se produce trecerea de la o stare de excitare zero, N0 , la o stare de excitare N1 .
În timpul tranziției moleculelor de la N0 la N1, fotonii de lumină sunt eliberați. Studierea luminozității relative a emisiilor de lumină este fundamentul studiului activității norilor interstelari pe baza emisiilor de linie.
Studierea stelelor tinere și formarea stelelor
Când studiază formarea stelelor, oamenii de știință calculează de obicei indirect rata de formare, clasa sau faza de formare, masa și temperatura stelei pe baza luminozității și culorii stelei.
Stelele foarte tinere sunt de obicei ascunse de un nor de praf și nu pot fi observate. Prezența acestor stele este în general identificată prin detectarea emisiilor moleculare cu viteză foarte mare din norul gazos.
Studierea unei stele individuale
Pe măsură ce tânăra stea continuă să evolueze, masa și densitatea relativă a acesteia cresc, în timp ce învelișul de praf din jur începe să se disperseze, iar opacitatea scade. Pe măsură ce se întâmplă acest lucru, undele infraroșii ale fotosferei de praf și, în cele din urmă, fotosfera stelară pot fi detectate și măsurate.
Stelele tinere (stele T Tauri) care nu sunt încă stele cu secvență principală, vor prezenta linii dense de absorbție a litiului, activitate magnetică și emisii de raze X care pot fi măsurate și studiate. Activitatea magnetică și liniile de absorbție a litiului sunt parametri esențiali în diferențierea dintre stele tinere și stele cu secvență principală. Ambele caracteristici sunt absente la stelele secvenței principale.
Studierea sistemelor stelare
Când studiați stelele tinere, este esențial să priviți atât stelele individuale, cât și sistemele stelare, de exemplu binare, triplu, cvadruplu și sisteme stelare mari.
Stelele tinere se nasc de obicei în prezența altor stele. Este rar să se formeze o singură stea izolată. Când studiem sistemele stelare, putem calcula formarea inițială a masei sistemului fie după numărul de stele din sistem și estimând întreaga masă a sistemului ca produs al maselor individuale, fie măsurând luminozitatea relativă a sistemelor stelare învecinate.
Alternativ, sistemele stelare tinere pot fi măsurate prin studierea liniilor de recombinare, a emisiilor în infraroșu și ultraviolete. Stelele tinere produc radiații ionizante, care creează zone de hidrogen gazos ionizat. În aceste regiuni, atomii de hidrogen ionizați se vor recombina pentru a forma molecule de hidrogen instabile, trecând de la o stare de bază (fără excitație) la o stare excitată. Aceste molecule încep să se descompună, producând emisii de linie de hidrogen care pot fi detectate.
Studierea liniilor de recombinare nu funcționează bine cu sistemele de stele prăfuite dominate de stele tinere, deoarece liniile de emisie de hidrogen sunt ascunse. În schimb, tehnica de măsurare preferată este măsurarea lungimii de undă cu infraroșu îndepărtat. Lumina este absorbită de particulele de praf și reemisă în spectrul infraroșu.
Satelitul GALEX le-a permis astrofizicienilor să măsoare și să studieze razele ultraviolete emise de sistemele stelare tinere. Razele ultraviolete în bandă largă sunt parametri practici, bogați în informații, folosiți pentru studierea sistemelor stelare vechi de aproximativ cincizeci de milioane de ani (acest tip este relativ tânăr pentru un sistem stelar) care nu sunt ascunse de praf. Utilizarea unei combinații de tehnici va produce cele mai exacte și mai complete seturi de date pentru analize și interpretare.
O scurtă prezentare generală a formării stelelor
Există șapte etape în formarea unei stele precum soarele nostru:
- Atomii din nori gigantici gazoși încep să formeze molecule. Formarea moleculară se poate întâmpla în mod spontan sau poate avea loc din cauza unei unde de șoc trecătoare cauzată de supernova unei stele învecinate sau de flacăra solară.
- Norul începe să se prăbușească și să se fragmenteze.
- Fragmentarea încetează, miezul devine opac și temperatura miezului crește.
- Se formează o protostea.
- Evoluează într-o stea T Tauri.
- Începe fuziunea termonucleară.
- Steaua din secvența principală atinge echilibrul hidrostatic.
Materia interstelară
Între stele există un amestec de gaz și praf cunoscut sub numele de materie interstelară. Nouăzeci și nouă la sută din materia interstelară este alcătuită din atomi și molecule în stare gazoasă. Majoritatea covârșitoare a acestor gaze sunt hidrogenul și heliul, care în cele din urmă devin componente esențiale ale miezului nuclear al unei stele.
Restul de un procent din materia interstelară este alcătuit din praf cosmic interplanetar. Aceste particule sunt atomi sau molecule existente în stare solidă, având miezul format din grafit sau dintr-o substanță asemănătoare rocii numite silicați.
Înconjurând corpul solid este un înveliș de gheață. Cele mai comune învelișuri de gheață sunt formate din amestecuri de apă, metan și amoniac. Colectiv, particulele de praf interstelar și gazele sunt cunoscute sub numele de materia interstelară, care cuprinde întregul mediu interstelar sau ISM.
Volumul galaxiilor din spațiu este enorm și, de aceea, în timp ce densitatea materiei interstelare este relativ mică, masa ei nu este. Pentru a vă oferi un exemplu, este nevoie doar 4 secunde pentru ca lumina care călătorește la o viteză de 299.792.458 m / s, să traverseze diametrul soarelui, care este de 1.199.169.832 m.
Cu toate acestea, este nevoie de PATRU ANI pentru ca lumina să călătorească de la soare la cea mai apropiată stea! În cadrul Căii Lactee, cea mai mică distanță dintre stelele vecine din zonele dens populate este la trei ani lumină una de cealaltă, dar cele mai multe stele vecine sunt mult mai departe una de cealaltă.
Cea mai apropiată stea vecină a Pământului este la aproximativ 4,3 ani lumină distanță. Un an lumină este egal cu nouă trilioane de kilometri. Spațiul este MARE; mintea noastră umană nu poate cuprinde amploarea galaxiei noastre!
Pentru a calcula masa materiei interstelare, trebuie mai întâi să cunoaștem volumul galaxiei. Galaxia noastră are o formă aproximativ cilindrică, astfel încât volumul poate fi calculat cu următoarea ecuație:
V = πR2H
V este volumul, R este raza și H este înălțimea cilindrului. Cu toate acestea, obținerea acestor valori numerice necesită unele analize fanteziste ale seturilor de date complexe și o înțelegere intimă a fizicii avansate. Odată ce volumul a fost calculat, puteți calcula masa materiei interstelare și numărul potențial de formațiuni stelare.
Număr de stele = Volumul galaxiei x Densitatea atomilor x Masa / masa atomilor stelelor
Ecuația care prezice potențialele stele este o ecuație integrală. Chiar dacă masa materiei interstelare din galaxia noastră reprezintă doar cincisprezece la sută din întreaga masă a galaxiei, aceasta reprezintă totuși suficientă materie pentru a forma aproximativ șapte miliarde de stele noi de mărimea soarelui nostru!
6,9 x 109 = 8,0 x 1066cm3 × (1) atom / cm 31,7 x 10-27Kg2 x 1030Kg
6,9 x 109 ≈7.000.000.000 stele
Nori moleculari gigantici și nebuloase
Materia interstelară se deplasează și curge în întreaga Galaxie pe măsură ce alternează între zone cu concentrații de densitate mică și concentrații de densitate mare. Zonele în care materia interstelară a devenit extrem de concentrată în formațiuni gigantice de nori moleculari sunt numite nebuloase.
La fel ca norii atmosferici ai pământului, mediul interstelar este o structură care-și schimbă forma, care evoluează constant. Forma în schimbare poate duce la formațiuni tranzitorii de zone masive cu o densitate suficient de mare de materie interstelară pentru a face ca norul să înceapă să se prăbușească sub centrul său de greutate. Când se întâmplă acest lucru, o stea începe prima fază de formare.
Există trei tipuri de nebuloase :
- Nebuloase de emisie
- Nebuloase de reflexie
- Nebuloase obscure
Nebuloase de emisie
Nebuloasele de emisie sunt luminescente datorită efectelor ionizante ale radiațiilor vecine ale stelelor de tip O și B. Stelele emit radiații ionizante în nebuloase, provocând ionizarea gazelor interstelare, în principal hidrogen, oxigen și sulf.
Ionizarea acestor atomi îi face să treacă de la o stare de bază N0 la o stare N1 excitată. Pe măsură ce acești atomi ionizați încep să se descompună înapoi la starea fundamentală, ei emit fotoni de lumină care pot fi studiați folosind calculele emisiilor de linie. Hidrogenul va emite lumină roșie, oxigenul verde și sulful albastră.
Nebuloase de reflexie
Nebuloasele de reflecție nu sunt în mod inerent luminiscente, ci reflectă mai degrabă lumina stelelor vecine pe măsură ce lovește particulele solide de praf din interiorul nebuloasei.
Nebuloase obscure
Nebuloasele obscure sunt nebuloase în care materia interstelară este atât de densă încât ascunde complet lumina stelelor existente în spatele norului. Dispariția luminii stelelor de fundal înseamnă că aceste nebuloase nu pot fi studiate folosind tehnici de absorbție în infraroșu apropiat sau tehnici de emisie de linie. Cel mai util instrument pentru studierea nebuloaselor obscure este emisia termică cu infraroșu îndepărtat.
Aceste nebuloase se găsesc cel mai adesea în nori moleculari gigantici și sunt locul de naștere al stelelor. Temperaturile variază între 10 și 20 Kelvin, în timp ce diametrul poate fi de până la 10 ani lumină, cu mase solare de 104.
O erupție solară din apropiere sau un val de șoc de la o stea pe moarte poate provoca compactarea suplimentară a materiei interstelare deja dense conținută de nebuloase obscure. Această comprimare a materialului interstelar existent poate duce la formarea de molecule.
Protostele
Stelele cu masă mare sunt formate din activitatea stelelor vecine. Aceste formațiuni stelare declanșate apar atunci când activitatea vântului stelar determină mișcarea atomilor interstelari reci și comprimarea acestora în atomii vecini, rezultând formarea moleculelor și creșterea densității.
Formațiuni stelare declanșate
O erupție solară poate declanșa formațiuni stelare, dar moartea unei stele masive o inițiază mai frecvent. Când o stea masivă moare, echilibrul dintre forțele de expansiune și contracție este destabilizat pe măsură ce echilibrul intern al stelei este perturbat. Pe măsură ce se apropie sfârșitul ciclului de viață al unei stele, combustibilul (hidrogen și heliu) pentru miezul nuclear se epuizează.
Efectul de expansiune depășește prăbușirea gravitațională a stelei, rezultând o explozie violentă a stelei. Această explozie generează cantități enorme de energie termică care transferă rapid energia cinetică către materia rece, relativ inertă și aproape statică. Transferul de energie cinetică către aceste particule determină compresia materiei și o creștere critică a densității interstelare.
Formațiuni stelare cu masă redusă
Spre deosebire de stelele cu masă mare, stelele cu masă mică nu sunt declanșate de moartea unei stele masive. În cadrul unui sistem stelar cu masă mică, moartea unei stele vecine nu va declanșa formarea stelelor, deoarece stelele cu masă mică nu explodează la moartea lor și nici nu declanșează vânturi stelare puternice.
Nucleul contractant al protostelei
Odată ce pragul de densitate este atins, materia interestelară începe să se prăbușească sub greutatea câmpului său gravitațional, depășind efectul de expansiune al moleculelor gazoase.
Miezul nebuloasei este clasificat ca protostea atunci când efectul gravitațional al miezului depășește efectele naturale de expansiune termică și magnetică ale moleculelor gazoase foarte concentrate, rezultând o contracție netă a miezului nebuloasei. Fuziunea nucleară nu a început încă și, astfel, structura nu este încă clasificată ca o adevărată stea. Majoritatea luminii produse de protostele se datorează luminiscenței termice și nu fuziunii nucleare.
Discuri de acumulare și legea conservării impulsului unghiular
Pe măsură ce nucleul continuă să se contracte, moleculele gazoase au mai puțin spațiu pentru a se mișca chiar și atunci când ating stări de energie din ce în ce mai mari. Acest exces de energie cinetică crește numărul de coliziuni care apar între atomii gazoși și molecule, ceea ce produce turbulențe în miezul protostelei. În cele din urmă, această turbulență începe să se alinieze și să creeze o mișcare de rotire.
Inițial, această mișcare de rotire este relativ lentă, dar pe măsură ce nucleul continuă să se contracte, începe să se rotească din ce în ce mai repede. Fenomenul este explicat de legea conservării impulsului unghiular. Înainte de a putea înțelege legea conservării impulsului unghiular, este esențial să înțelegem conceptul de impuls liniar și de cuplu.
Cuplul, impulsul și conservarea impulsului unghiular
Momentul este produsul masei unui obiect și al vitezei acestuia. Momentul este o cantitate vectorială având atât magnitudine cât și direcție. Matematic, aceasta este definită ca:
Momentul p = masa kg × viteza (ms-1)
Momentul unei colecții de particule este egal cu impulsurile sumelor vectoriale ale particulelor individuale.
Cuplul este orice forță care duce la mișcare de rotație. Cuplul care apare într-un plan bidimensional poate fi calculat ca:
Cuplul N∙m = raza m × forța perpendiculară (N)
O forță de rotație (cuplu) care rezultă în rotație tridimensională poate fi calculată ca:
Cuplu = Momentul de inerție × accelerația unghiulară
τ N ∙ m = Ιkg ∙ m2 × ∝ (radiani ∙ s-1)
Legea conservării impulsului unghiular este în esență versiunea de rotație a primei legi a mișcării lui Newton. Un corp în repaus sau în mișcare constantă va rămâne în repaus sau în mișcare constantă, cu excepția cazului în care este acționat de o forță externă. Legea conservării impulsului unghiular afirmă că impulsul unghiular va rămâne constant în absența unei forțe externe care acționează asupra sistemului. Poate fi calculat cu următoarele formule:
Moment unghiular = inerție de rotație × ω (viteza unghiulară)
L kg ∙ m2s-1 = Ιkg ∙ m2 × ω (radiani ∙ s-1)
Urmarea procesului matematic ne permite să înțelegem modul în care viteza unghiulară este indirect proporțională cu distanța de la axă pentru a conserva impulsul unghiular, adică, cu cât nucleul care se rotește se contractă, cu atât se învârte mai repede.
Disc de acreție
Pe măsură ce nucleul protostelei continuă să se contracte și să se rotească, miezul sferic se remodelează într-un disc eliptic aplatizat. Particulele care se deplasează în apropierea ecuatorului vor începe să se miște mai repede, în timp ce cele mai îndepărtate de ecuatorul din apropierea polilor se vor mișca mai lent.
Praful cosmic interstelar care cade spre poli va rămâne lângă poli și va adăuga materie la miez. Moleculele gazoase obținute din învelișul de praf și gaze care înconjoară miezul vor cădea în centrul discului de rotație.
În acest stadiu, protosteaua va începe să emită raze infraroșii, dar este încă în mare parte invizibilă, deoarece rămâne învăluită în praf. În cele din urmă, discul începe să se învârtă suficient de repede încât să fie generate vânturi stelare. În acest moment, protosteaua devine o stea T Tauri.
Stele T Tauri
Înainte de a vă entuziasma prea mult, aflați ca stelele T Tauri nu sunt încă stele adevărate. La fel ca o protostea, nucleul lor se contractă încă și nu a atins temperaturi suficient de ridicate pentru a susține fuziunea nucleară. Odată ce toată materia stelei a fost acumulată, masa stelei este stabilizată la sau chiar sub masa soarelui nostru.
Stelele semnificativ mai mici nu devin stele, deoarece au o masă insuficientă pentru a iniția și menține fuziunea nucleară în nucleul lor. În schimb, formele stelare semnificativ mai mari nu vor trece niciodată prin faza T Tauri a evoluției stelelor.
Vânturile stelare generate de discul de rotație scapă în punctele polare ale discului de acumulare, unde mișcarea particulelor este cea mai lentă. Aceste vânturi stelare cuprind, în mod obișnuit, electroni liberi și nuclee de hidrogen (care sunt în esență doar protoni), deși pot conține praf cosmic interstelar.
Aceste vânturi stelare pot fi expulzate din miezul stelei cu o viteză atât de mare încât pot excita aglomerări de gaz în nebula vecină la câțiva ani lumină distanță și, în acest sens, pot declanșa formarea stelei. Efectul domino al stelelor vecine este motivul pentru care este obișnuit să se găsească mai multe formațiuni stelare în grupuri de stele.
În cele din urmă, aceste vânturi stelare vor dispersa rămășițele învelișului de praf al protostelei și, făcând acest lucru, vor deveni vizibile.
Formarea stelelor de secvență principală
În timpul formării protostelelor și a stelelor T Tauri, materialul din învelișul prafului și gazului din jur este acumulat în discul care se învârte în centrul stelei. Moleculele captate în acest disc încep să se ciocnească și sunt, prin urmare, supuse la frecare. Rezistența generată prin frecare determină transformarea energiei cinetice în energie termică. Inițial, această energie este dispersată spre exterior prin nucleul relativ transparent.
Pe măsură ce miezul continuă să se contracte, materia capturată devine din ce în ce mai densă în interiorul miezului până când miezul este opac. Când se întâmplă acest lucru, energia termică nu mai poate fi radiată în exterior. În schimb, temperatura și presiunea internă a miezului încep să crească, iar expansiunea de contracție a miezului atinge echilibrul.
Odată ce nucleul atinge o temperatură de zece milioane de kelvin sau mai mult, începe fuziunea nucleară, iar corpul astrologic poate fi acum clasificat oficial ca stea.
Concluzie
Studiul stelelor este un domeniu cu adevărat fascinant al științei. Cele mai prolifice “pepiniere” interstelare din galaxie sunt norii moleculari gigantici care adăpostesc nebuloase obscure. Comprimarea materiei interstelare în cadrul nebuloaselor obscure de către vânturile stelare vecine sau forța explozivă a stelelor pe moarte poate declanșa formarea stelelor.
Inițial, norul va începe să se fragmenteze și să se prăbușească în nucleul intern pe măsură ce devine o protostea. Pe măsură ce miezul acesteia începe să se rotească, forma sferică este transformată într-un disc de acumulare eliptic. Acest disc de acumulare atrage materiile interstelare înconjurătoare, ascunzându-se de oamenii de știință curioși.
Odată ce masa discului de acreție începe să se stabilizeze și acreția încetinește și se oprește, protosteaua devine o stea T Tauri. Miezul rotativ al unei stele T Tauri generează vânturi stelare puternice care suflă învelișul de praf obscur și poate fi chiar responsabil pentru declanșarea formării de stele în nebuloasele vecine.
De-a lungul acestui proces, nucleul continuă să se încălzească și să devină un sistem opac foarte presurizat. Odată ce temperatura nucleului depășește zece milioane de kelvin, începe fuziunea nucleară. Numai după ce fuziunea nucleară s-a stabilizat, corpul astrologic îndeplinește criteriile pentru a fi o stea cu secvență principală.
Lumina stelelor pe care o vedeți are mulți ani lumină și este produsul unui univers vast și infinit de misterios pe care abia am început să-l înțelegem. Cred că, deși mințile noastre s-ar putea confrunta cu înțelegerea științei formării stelelor, fascinația omenirii față de stele are mai mult de-a face cu modul în care misterul și frumusețea spațiului rezonează cu spiritul din noi toți.
Te-ar putea interesa şi: Tipuri de telescoape
