Небулярні середовища
 | Стаття не входить до енциклопедії. |
Небуля́рні середо́вища (від лат. nebula – туманність, хмара) – узагальнена назва для газопилових астрофізичних туманностей (зон НІІ, планетарних туманностей тощо), які мають протяжні розміри. Туманності можна поділити на темні, відбивні та емісійні. Останні характеризуються емісійним лінійчатим спектром, який багатий не лише рекомбінаційними, але й забороненими та інтеркомбінаційними лініями. Такий спектр виникає у небулярній плазмі, яка характеризується значеннями електронних температури та концентрації, при яких характерні часи життя навіть на метастабільних енергетичних рівнях атомів та іонів коротші від часів між зіткненнями її складових (Не-ЛТР плазма).
Зміст
Історія відкриття та перші спостереження
У своїй книзі Almagest Клаудій Птоломей (приблизно A.D. 150) відзначив п'ять зір, що виглядали як туманності. Також у цій книзі була відзначена туманність між сузір'ями Великої Ведмедиці та Лева, яка не пов'язана з жодною з зір.
Перші документовані спостереження туманності (неозброєним оком, звичайно), яку називали “маленькою хмаркою” відомою сьогодні як галактика Туманність Андромеди, належать астроному з Персії Абу-л-Хусейн Абд-ар-Рахман ібн Умар ас-Суфі (Книга Нерухомих Зір, 964.) У цій книзі згадуються зоряний кластер Omicron Velorun, позначений як “туманна зірка Кластер Брокчі” та інші небулярні об'єкти.
У 1054 спалахнула Наднова SN 1054, яка дала початок Крабовидній Туманності. Появу цієї Наднової зафіксували арабські та китайські астрономи. Невідомо чому, але ас-Суфі не задокументував Туманності Оріона, котра за яскравістю у нічному небі не набагато слабша за яскравістю від Туманності Андромеди. Туманність Оріона була відкрита вже через телескоп 26 листопада 1610 французьким астрономом Ніколя-Клодом Фабрі де Пейреском. Перші детальні дослідження Туманності Оріона були виконані 1659 Християном Гюйгенсом.
У 1715 Едмонт Галлей опублікував список шести туманностей. Жан Філіпп де Шезо уклав список 20-ти туманностей, вісім з яких були невідомими раніше. Починаючи з 1751, Нікола Луї де Лакайль, французький аббат та астрономом, склав каталог 42-ох туманностей, які він спостерігав з Мису Доброї Надії, більшість з яких були невідомими до цього.
У 1781 французький астрономом Шарль Мессьє завершив укладання каталогу 103 туманностей [Hoskin, 2005]. Необхідно відзначити, що у 1764 цей астрономом вніс у вищезгаданий каталог туманність, відому як М27, або Туманність Гантель у сузір'ї Лисички, яка, як виявилося пізніше, є першою відкритою планетарною туманністю.
Таким чином Шарль Мессьє є першовідкривачем планетарних туманностей. Планетарні туманності (ПТ) мають низьку яскравість на нічному небі, а тому вони є невидимими неозброєним оком. Без телескопа ці об'єкти взагалі неможливо було побачити.
Перші спостереження виконувалися на телескопах з низькою роздільною здатністю. Тому, як М27, так і в подальшому відкритті ПТ, для спостергачів мали вигляд планет-гігантів. Англійський астрономом німецького походження Фрідріх Вільям Гершель, першовідкривач планети Уран, першим ввів термін “планетарна туманність” для таких об'єктів, хоча насправді, як ми знаємо тепер, ПТ та планети абсолютно різні об'єкти. Вільям Гершель спостерігав Туманність Оріона у 1774. Він описав її пізніше як “,без форми вогненний туман, хаотичний матеріал майбутніх сонць “ [Kennets, 1991].
У 1786 Вільям Гершель та його сестра Каролін Гершель опублікували “Каталог однієї тисячі нових туманностей та кластерів зір”. У 1789 ними був опублікований другий каталог тисячі об'єктів. Третій і останній каталог з'явився у 1802. Протягом довгого часу Вільям Гершель вірив, що більшість туманностей є нерозділеними в телескопі кластерами зір. Однак, у 1790 він відкрив зорю, оточену туманністю і прийшов до висновку, що всі туманні об'єкти є правдивими туманностями, а не віддаленими кластерами зір [Hoskin, 2005], що, як відомо тепер, не зовсім відповідає дійсності.
Спектроскопічний аналіз
Природа туманностей була невідомою до перших спектроскопічних спостережень, які були здійсненні у 19 ст. Англійський астрономом Вільям Гаггінс був одним з перших астрономів, які вивчали оптичні спектри астрономічних об'єктів, використовуючи призму для розкладу світла від них за довжинами хвиль.
Перші спектроскопічні дослідження туманностей були здійсненні цим астрономом за асистування його дружини Мері Гаггінс. Спектри таких 'туманностей' як Туманність Андромеди нагадували неперервні спектри зір (тепер відомо, що такі об'єкти є галактиками, які складаються з сотень мільйонів окремих зір та міжзоряного газу), в той же час як інші, такі як Туманність Оріона, містили лише невелику кількість емісійних ліній.
29 серпня 1864 Гаггінс першим отримав спектр планетарної туманності, коли аналізував випромінювання від NGC 6543 (Туманність Котяче Око). Ця ПТ, як s багато інших подібних об'єктів, у своїх спектрах містить невелику кількість емісійних ліній. Найяскравішою з них виявилась лінія на довжині хвилі 500.7 нм. Як виявилось ця лінія не відповідала жодному з відомих на той час елементів. Кажуть, що спочатку навіть була висунута гіпотеза, що ця лінія випромінюється невідомим елементом Небулієм, адже подібна ідея привела до відкриття гелію на основі аналізу спектру Сонця у 1868. Тим не менше, якщо гелій був відкритий після цього і на Землі, то Небулій відкрити не вдалося. На початку 20 ст. Генрі Норріс Рассел запропонував інше походження лінії 500.7 нм: вона випромінюється звичайним на Землі елементом, але в незвичайних для Землі фізичних умовах.
У 1912 американський астрономом Весто Слайфер показав, що туманність, яка оточує зорю Меропе, який дуже схожий на спектр розсіяного скупчення Плеяди. Таким чином було зроблено висновок, що туманність може відбивати спектри зір.
Слайсфер та Едвін Габбл продовжили каталогування спектрів від багатьох дифузних туманностей, виявивши, що 29 з них є емісійними, а 33 неперервними (зоряними). У 1922 Габбл заявив, що майже всі туманності пов'язані з зорями. Він також відкрив, що туманності з емісійними спектрами майже завжди пов'язані з зорями на Головній Послідовності спектрального класу В1 та гарячішими, до зір О-класу включно, в той час як туманності з неперервними спектрами — з холоднішими зорями.
У 1920 було показано, що в газі при екстремально низьких густинах в атомах та іонах електрони можуть переходити на так звані метастабільні енергетичні рівні. При збільшенні густини швидко відбувається депопуляція цих рівнів шляхом ударної деактивації [Bowen, 1928]. Переходи електронів з цих рівнів на нижчі у випадку двічі іонізованого оксигену, приводять, зокрема, до появи емісійної лінії 500.7 нм [O'Dell, 2001].
Такі спектральні лінії, які можуть виникати тільки у газі з низькою густиною, називаються забороненими. Спектроскопічні спостереження, таким чином, показали, що небулярні середовища, зокрема ПТ, містять екстремально розріджений іонізований газ, у якому є двічі інізований оксиґен O2+ (OIII).
При високій концентрації атомів та іонів заселення рівнів визначаються в основному зіткненнями, а тому ми можемо визначити їх, використовубчи припущення про локальну термодинамічну рівновагу (ЛТР). При низькій же концентрації характерний час між зіткненнями більший, ніж час життя електронів на енергетичних рівнях (навіть якщо ці рівні метастабільні). Тому небулярна плазма є у високій мірі не-ЛТР середовищем. Заселення енергетичних рівнів у такому середовищі можна визначати, при незмінності інтенсивності емісійних ліній протягом довгого часу, з системи рівнянь статистичної рівноваги (рівняння стаціонарності).
Наприклад, характерна концентрація у площині нашої галактики на відстані Сонця складає приблизно 0.3 см-3. Концентрація у молекулярній хмарі є набагато вищою біля 106 см-3. Але навіть у цьому випадку значення концентрації є нехтувано малою у порівнянні з концентрацією в атмосфері Землі (»2´1018см-3).
Класифікація туманностей
Темні туманності
Темні туманності подібні до дифузних (див. нижче), але вони не випромінюють і не відбивають світла. Натомість вони виглядають, як темні хмари перед більш віддаленими зорями, або перед емісійними туманностями.
Дифузні емісійні та відбивні туманності
Більшість туманностей, які не мають чітких меж, можна віднести до дифузних. За видимим випромінюванням їх можна розділити на емісійні та відбивні туманності.
Емісійні туманності складаються з іонізованого газу, в той час як відбивні розсіюють та відбивають випромінювання від переважно холодних зір, спектр яких містить мало іонізуючих фотонів. Спостережувані властивості відбивних туманностей пов'язані з пилом. Розподіл енергії у спектрах зорі, проміння якої відривається туманністю, і самої туманності однакові. Далі будемо описувати в основному емісійні туманності, які є небулярною плазмою.
Зони H II
Зони H II — хмари іонізованого газу невеликої густини з розміром від світлового року (так звані ультра-компактні зони НІІ) до декілька сотень світлових років (гігантські зони H II), а інколи і до декілька кілопарсек (так звані карликові НІІ галактики), всередині яких відбуваються процеси зореутворення, або ж недавно відбувся спалах зореутворення.
З усього зоряного населення в області зореутворення саме молоді гарячі блакитні зорі випромінюють за одиницю часу найбільшу кількість ультрафіолетових іонізуючих фотонів, які, у свою чергу, іонізують та нагрівають оточуючий газ.
Всередині, або поруч таких гігантських зон H II часто знаходяться невеликі, а інколи гіганські молекулярні хмари, в яких зароджуються зорі у вигляді протозір. Після перетворення протозір у зорі останні стають новими джерелами іонізуючих фотонів.
Назва зон H II походить від іонізованого гідроґену, оскільки більшість цього елементу перебуває в іонізованому стані (зону нейтрального газу позначають H I, а молекулярного — Н2).
Зони H II також характеризуються багатою морфологією через неоднорідність розподілу газу та зір у них. У кінці свого життя масивні зорі вибухають надновими, ударні хвилі від яких разом з ударними хвилями від потужних зоряних вітрів, джерелом яких також найбільш масивні зорі, вимітають газ з міжзоряного середовища в навколишню область, а сам кластер зір стає подібним до скупчення Плеяд.
Деякі з зон H II спостерігаються в інших галактиках, на дуже великих відстанях. Їх називають позагалактичними зонами HII. Визначення фізичних характеристик та хімічного вмісту у таких об'єктах є важливим для дослідження відстаней до інших галактик та їх хімічної еволюції.
Спіральні та неправильні галактики містять велику кількість зон H II. У спіральних галактиках, включно з Чумацьким (Молочним) Шляхом, вони сконцентровані в основному в спіральних рукавах, в той час як у неправильних галактиках вони розподілені хаотично.
У деяких галактиках знаходяться гігантські зони H II, які містять десятки, а інколи й тисячі зір. Прикладами можуть бути зони H II 30 Doradus (30 Риби) у Великій Магеллановій Хмарі та NGC 604 у Галактиці Трикутника.
Гігантські зони H II, або кластери зон H II інколи є основною і найбільш протяжною складовою карликової галактики. Такі галактики називають H II галактиками, або галактиками з активним зореутворенням.
Яскравим прикладом таких об'єктів є блакитні компактні галактики, які характеризуються активними процесами зореутворення та низькою металічністю (низьким вмістом важких елементів). Вивчення фізичних характеристик та хімічного вмісту небулярної складової таких галактик є основою для задачі визначення вмісту первинного гелію (синтезованого Великого Вибуху) та темпу його збагачення в процесі зоряної хімічної еволюції речовини у Всесвіті (див. напр. [Izotov et al. 2007, Koshmak & Melekh 2018]).
Галактики з активними ядрами
Спектри ядер багатьох галактик характеризуються небулярними емісійними лініями [Оsterbrock & Ferland (2005)]. У багатьох з цих об’єктів фотоіонізація здійснюється фотонами, які випромінені гарячими зорями у цих ядрах, а тому часто вони є дуже схожими з гігантськими зонами H II, описаними вище. Однак, невелика частина (декілька відсотків) спіральних галактик мають ядра, емісійні лінійчаті спектри яких показують ширші межі іонізації, ніж будь-які зони H II [Оsterbrock & Ferland (2005)].
Профілі емісійних ліній таких об’єктів також вказують на помітно більші швидкості руху речовини в них, ніж у галактиках з активним зореутворенням. Ці галактики називаються галактиками Сейферта (сейфертівськими галактиками). Є багато радіогалактик, які мають ядра з подібними спектрами. Також квазари (від англ. Quasistellar radio sourse) та QSO (quasistellar objects) є відповідно радіо-яскравими та радіо-тихими аналогами сейфертівських галактик [Оsterbrock & Ferland (2005)].
Всі ці об’єкти об’єднані назвою ядра активних галактик. Більшість газу в ядрах активних галактик фотоіонізована. Однак, основним джерелом іонізуючого випромінювання є не гарячі зорі, а ймовірно акреційний диск навколо центральної масивної чорної діри, або ж релятивістські частинки, прискорені в джетах акреційного диску магнітним полем [Оsterbrock & Ferland (2005)].
Планетарні туманності
Планетарні туманності (ПТ) є емісійними туманностями, які містять іонізований газ та пил в оболонці, що розширюються. Такі оболонки скидаються на заключній AGB стадії життя зір проміжної маси. Вони є відносно короткоживучими астрофізичними об’єктами (до 50 тис. років).
Наприкінці життя зорі проміжної маси, під час фази червоного гіганта, верхні шари зорі відриваються через пульсації та сильний зоряний вітер. Позбувшись цих густих непрозорих шарів, яскраве гаряче ядро ПТ (білий карлик) стає видимим, випромінюючи УФ-випромінювання, яке іонізує оточуючу його скинуту оболонку ПТ. Фотоіонізація приводить до зростання електронної температури в оболонці ПТ до 10000-20000o K.
Оболонка ПТ перетворює високо-енергетичні іонізуючі УФ-кванти у більшу кількість низько-енергетичних ІЧ-, оптичних та УФ-квантів, які ми й спостерігаємо. ПТ відіграють важливу роль у хімічній еволюції галактики, повертаючи збагачений важкими елементами (такими як карбон, нітроген, оксиген та кальцій) матеріал у міжзоряне середовище.
Дослідження ПТ, що знаходяться в інших галактиках можуть давати корисну інформацію про розподіл вмісту різноманітних хімічних елементів у цих галактиках та про їх криву обертання. В останні роки космічний телескоп ім. Габбла (HST від англ. Hubble Space Telescope) дозволив більш детально дослідити надзвичайно складну та різноманітну морфологію оболонок ПТ.
Виявилося, що близько 20% всіх ПТ є близькими до сферичної геометрії, однак більша частина все ж має набагато складнішу морфологію. Механізми, що приводять до такої різноманітності форм ПТ все ще до кінця невідомі, однак, на сьогодні домінує думка, що основними джерелами морфологічної різноманітності оболонок ПТ є подвійність їх ядер та сумісна дія зоряних вітрів від них і, можливо, магнітного поля.
Залишки наднових
Залишки наднових є небулярними об’єктами, що виникли в результаті вибухів масивних зір (спалах Наднової), які обмежені ударною хвилею, що розширюється і складається з матеріалу, викинутого під час вибуху, а також міжзоряного матеріалу, виметеного ударною хвилею.
Ми знаємо два можливі шляхи виникнення такого явища як Наднова:
1) після того, як масивна зоря (більше 8М⊙) випалить в ядрі все термоядерне паливо, яке горить екзотермічно, синтезуючи ядра хімічних елементів до заліза включно, утворивши в центрі залізне ядро, яке стискається, формуючи, залежно від своєї маси, нейтронну зорю, або чорну діру, а зовнішні шари, які містять багато екзотермічного палива (ядер елементів менш масивних, ніж залізо) вибухають та розширюються;
2) якщо у подвійній системі зір, однією з яких є білий карлик, який стягує на себе матеріал з другого компонента, досягає критичної маси (званої як Чандрасекхарівський ліміт), після чого відбувається його термоядерний вибух внаслідок різкого стиснення. Наднова викидає майже весь (у другому випадку весь) матеріал від зорі попередниці у міжзоряне середовище з швидкостями біля 30000 км/с. Коли цей матеріал стикається з видутим попередньо вітром зорі, або міжзоряним матеріалом, то виникає ударна хвиля, яка нагріває до температур біля 1 млн. град. К.
Ударна хвиля поступово сповільнюється з часом, але протягом сотень, а інколи тисяч років свого розширення, перед тим як зменшити швидкість нижче швидкості звуку, вона вимітає у навколишнє середовище матеріал зорі на десятки парсек.
Мабуть найбільш відомим залишком Наднової є Крабоподібна Туманність. Наднова, що сформувала цю туманність, як вже зазначалося вище, з’явилася на нашому небі у 1054 і спостерігалася китайськими та арабськими астрономами. Неперервна складова спектру Крабоподібної туманності є синхротронним випромінюванням, що спостерігається від радіо до оптичного діапазонів. Екстраполяція цього спектру в УФ область вказує на те, що іонізуюче випромінювання в Крабоподібній Туманності теж має синхротронний характер. Іншими відомими залишками Наднових, які видно на нашому небі, є SN 1987 A (вибухнула приблизно 168 тис. років тому у Великій Магеллановій Хмарі, але людство побачило цей спалах у 1987 через скінченність швидкості світла), залишок Наднової Тихо Браге (SN 1572), та залишок Наднової SN 1604.
Залишки нових
Якщо у бінарній зоряній системі, одним з компаньйонів яких є білий карлик, а другий заповнює свою поверхню Роша, то у такій системі відбуватиметься перетягання речовини білим карликом з атмосфери свого компаньйона. Оскільки білий карлик складається з виродженої речовини, то він не роздувається при збільшенні температури. Гідроґен, який збирається внаслідок акреції на поверхні білого карлика, стискається.
Швидкість термоядерного горіння гідрогену залежить від температури і тиску. Унаслідок стиснення шару гідрогену на поверхні білого карлика температура всередині цього шару теж зростає і при досягненні значень 20´106 K розпочинається нестійке термоядерне горіння гідрогену (стійке горіння може відбуватися для вузького діапазону швидкостей акреції), унаслідок чого велика кількість гідроґену швидко перетворюється в інші важчі елементи.
Це приводить до звільнення величезної кількості енергії, у результаті чого газ, що залишився швидко нагрівається і розширюється, породжуючи яскравий спалах світла. Ріст яскравості може бути швидким, або ж поступовим. Це залежить від класу Нової.
Після досягнення максимуму яскравості, Нова неухильно зменшує яскравість. Викинутий спалахом Нової матеріал зазвичай становить всього біля 1/1000 маси Сонця, що набагато менше маси білого карлика, тому наприкінці явища Нова оточена тонким слабким маленьким шаром, що випромінює емісійний лінійчатий спектр.
Методи дослідження небулярних середовищ
Досліджують небулярні середовища в основному діагностичними та модельними методами. Для опису їх еволюції застосовуються методи гідродинамічних та хемодинамічних симуляцій.
Діагностичні методи використовують так звані діагностичні співвідношення (ДС) між інтенсивностями емісійних ліній, які випромінюються одним і тим же сортом іонів.
Частина таких ДС є чутливими до значень електронної температури Te і слабочутливими до електронної концентрації ne (як I(l4363Å)/{I(l4959Å)+I(l5007Å)}[O III]), а частина — навпаки (як I(l6716Å)/I(l6731Å)[S II]). Однак, більшість ДС в однаковій мірі чутливі і до Te і до ne. Для їх використання у діагностиці небулярних спектрів розроблений підхід, який базується на перетині кривих ne — Te, отриманих при спостережуваних значеннях відповідних ДС у різних зонах іонізації.
Значення Te в небулярних середовищах можна визначити і за Бальмерівським скачком в їх спектрах.
У випадку високометалічних зон Н ІІ слабкі авроральні лінії (напр. L4363Å [O III]) часто не спостерігаються. Для визначення хімічного вмісту в таких небулярних середовищах розробляють та використовують так звані методи калібровки залежності вмісту оксиґена та інших елементів від інтенсивностей сильних емісійних ліній, які спостерігаються у спектрах всіх зон Н ІІ (один з найновіших методів у такому підході можна знайти у праці [Pilyugin et al., 2010]).
Діагностичні методи швидкі, але наближені: апріорі вважається, що фізичні умови (Te і до ne та іонний вміст) одинакові за всім об'ємом відповідної зони іонізації.
Для більш точного дослідження фізичних умов в оболонках небулярних середовищ використовуються модельні методи, які базуються на розв'язку рівнянь перенесення іонізуючого випромінювання з урахуванням всіх важливих елементарних процесів у небулярній плазмі, завдяки яким це перенесення виникає.
Модельні методи потребують багато вхідних даних (хімічний вміст, просторовий розподіл густини, розподіл енергії в спектрі іонізуючого випромінювання тощо), частину з яких можуть надати діагностичні методи. Модельні методи можна розділити на фотоіонізаційні (припускається, що єдиним процесом, що приводить до нагріву небулярного середовища є фотоіонізація) та тими, що крім фотоіонізації враховують дію ударних хвиль (УХ), виникнення яких спричинено дією зоряного вітру (як, наприклад, у ПТ), чи супервітром і вибухами наднових в області активного зореутворення (як, наприклад, в карликових НІІ галактиках).
Розробка оптимальних підходів урахування УХ під час фотоіонізаційного моделювання світіння небулярних середовищ відноситься до актуальних задач сучасної астрофізики (див., напр., [Melekh et al. 2015] та [Koshmak & Melekh 2018]).
Література
- Hoskin M. Unfnished Business: William Hers hel's Sweeps for Nebulae / Hoskin M. // History of Science. - 2005. - Vol.43. P.305-320.;.
- Kenneth G.J. Messiers nebulae and star clusters. - Cambridge: Cambridge University Press, 1991. - 435 p.;
- Bowen I.S. The origin of the nebular lines and the structure of the planetary nebulae// Astrophysical Journal. - 1928. - Vol. 67. P.1-15.;
- O'Dell C.R. The Orion Nebula and its associated population // Annual Review Astronomy and Astrophysics. - 2001. - Vol. 39(1). - P.99-136.;
- Osterbrock D. E. & Ferland G. J. Astrophysics of Gaseous Nebulae and Active Galactic Nu lei. Second Edition - Saulito, California: University Science Book, ISBN 1-891389-34-3, 2005. - 461p.;
- Izotov, Yu. I., Thuan Trinh X, Stasińska G. The Primordial Abundance of 4He: A Self-consistent Empirical Analysis of Systematic Effects in a Large Sample of Low-Metallicity H II Regions // Astrophysi al Journal. - 2007. - Vol. 662. P.15-38.;
- Koshmak I.O., Melekh B.Ya. The primordial helium abundance determination usingmulticomponent photoionization modellingof low-metallicity HII regions// AASP. - 2018. - Vol. 8, Issue 1-2. - P.16-23.;
- Guseva N. G., Izotov Y. I., Papaderos P., Fricke K. J. Balmer jump temperature determination in a large sample of low-metallicity H II regions // Astronomy & Astrophysics. - 2008. - Vol.464. - P.885-893.;
- Pilyugin L. S., Vilchez J. M., and Thuan T. X. New Improved Calibration Relations for the Determination of Electron Temperatures and Oxygen and Nitrogen Abundances in H II Regions// Astrophys. J. - 2010. - Vol. 720. P.1738–1751.;
- Melekh B., Recchi S., Hensler G., Buhajenko, O. Photoionization analysis of chemodynamical dwarf galaxies simulations // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. - Vol. 450, Issue 1. - P.111-127.
Автор ВУЕ
Статус гасла: Оприлюднено
Оприлюднено: 19.04.2023
Важливо!
Ворог не зупиняється у гібридній війні і постійно атакує наш інформаційний простір фейками.
Ми закликаємо послуговуватися інформацією лише з офіційних сторінок органів влади.
Збережіть собі офіційні сторінки Національної поліції України та обласних управлінь поліції, аби оперативно отримувати правдиву інформацію.
Отримуйте інформацію тільки з офіційних сайтів
Офіс Президента України
Верховна Рада України
Кабінет Міністрів України
Служба безпеки України
Міністерство оборони України
Міністерство внутрішніх справ України
Національна поліція України
Покликання на цю статтю: Небулярні середовища // Велика українська енциклопедія. URL: https://vue.gov.ua/FREEARTICLES:Небулярні середовища (дата звернення: 12.05.2024).
