Mamadmusa mamadazimov
-rasm. Tutiluvchi qo'shaloq yulduz ravshanliginingo'zgarish egriligi ■
Download 320.92 Kb. Pdf ko'rish
|
|
135-rasm. Tutiluvchi qo'shaloq yulduz ravshanliginingo'zgarish egriligi ■ u la r tu tilis h la rin in g q a n d a y k e c h g an lig in i k o 'rs a tu v c h i a n iq la n g a n chizm alari o ‘ng tom onda keltirilgan. T urli tutiluvchi q o ‘shaloq yulduzlar ravshanliklarining o ‘zgarishi turlicha x arak ter kasb etib, u lar y o ‘ldosh yulduz orbitasining kuzatuvchiga n isb atan qanday joylashishiga, yulduz o ‘lcham lariga, kom ponent ravshanliklari va ranglariga, y an a bir q a to r om illarga b o g iiq b o ‘ladi. Tutiluvchi q o ‘shaloq ravshanligining egriligini tahlil etib, b u n day yulduz to ‘g ‘risida quyidagi m a ’lum otlarga erishish m u m k in . K o m p o n e n tla rn in g b iri ik k in c h is in i t o ‘la , q is m a n y o k i m arkaziy to 'sib o ‘tishi, orbitaning m an z a ra tekisligi bilan hosil qilgan b urchagiga b o g ‘liq. A gar i=90° b o 'lsa , m arkaziy tutilish r o ‘y beradi. M ark aziy tutilishda turli radiusli y u ld u zlar uchun m inim um lar keskin b o ‘lm ay , bu d a v rd a sistem an in g u m u m iy ra v sh a n lig i m a ’lum v a q t o 'zg arm as b o ia d i. Agar m inim um da shu sh artlar bajarilm asa, tutilish qism an b o ‘lib, ravshanlikning m in im um holatiga k o ‘ra, o rb ita la rn in g m a n z a ra tekislig iga o g 'm alig in i a n iq la s h m um kin. M in im u m larn in g davom iyligi, k o m p o n en tla r nisbiy ra d iu sla ri - R t va R 2 ni h isoblash 235 im k o n in i b e ra d i. R a d iu s la r n in g m a ’lu m qiym atlariga va m inim um larning chuqurligiga asoslanib, yulduzlar effektiv tem peraturalarini ham aniqlash m umkin. K e tm a - k e t m in im u m la r o r a l a r i d a g i m aso fa la r nisbati o rb ita , ekstsentrisiteti e v a periastr uzunlam asi со ga b o g ‘liq. Ikkilam chi m in im u m n in g b o sh la n ish fazasi e-C 0 S o 'rta s id a b o 'lsa, nisbiy o rb ita qarash chizig‘i yo'nalishiga simmetrik joylashadi yoki aylana ko 'rin ish ida bo'ladi. Ikkilam chi m inim um ning o ‘r ta d a b o ‘lmasligi e - c o s со ning q iy m a tin i hisoblashga imkon beradi. B a ’z a n m in im u m la r o r a s id a u m u m iy ravshanlik odatdagidan biroz ortiqroq b o iis h i m um kin. Bu bizga bir yulduz ikkinchisini yaqin m a s o fa d a n q an d ay y o rita y o tg a n lig i h a q id a m a ’lum ot beradi. X ulosa qilib ay tgand a, tutiluvchi q o ‘shaloq yulduz ravshanligining eg rilig iga k o ‘ra biz u n g a tegishli quyidagi m u h im k a tta lik la rn i: / - orb itan in g m anzara tekisligiga og'm aligi; P - yo‘ldosh yulduzning bosh yulduz atrofida aylanish davri; T - bosh m inim um m om enti; e - o rb ita ekstsentrisiteti; со - periastr uzunlam asi; R t va R 2 - q o ‘shaloq yulduzlar kom ponentalarining radiuslari; L J L2 - ularning yorqinliklarining nisbati yoki T} /T2- tem peraturalam in g nisbatini aniqlashim iz m um kin. H o zirg i p a y td a G a la k tik a m iz d a 3000 dan o rtiq tu tilm a q o ‘sh alo q y uldu zlar topilgan. 3. S pek tra lq o‘shaloqyulduzlar. K o ‘pchilikyulduzlarning q o ‘shaloqligini fotom etrik usul bilan aniqlashning iloji yo‘q. Buning sababi, k o 'p c h ilik q o ‘shaloqlam ing orbitasi tutiluvchi q o ‘shaloqlam iki kabi m anzara tekisligi (qarash chizig'iga tik tekislik) bilan 90° burchak hosil qilmaydi. Bunday q o ‘sh alo q larn in g haqiqiy q o 'shalo q lig i ularning sp ek trlarid an m a ’lum bo'ladi. Teleskop orqali qaraganda, yakka yulduz b o ‘lib ko 'rin g an ayrim yulduzlar spektrida bir necha spektral chiziqlar qo'shalo q holda kuzatilib, u n in g u stig a v a q t o 'tis h i b ilan b u chiziqlar b ir-b iriga q a ra m a -q a rs h i я 136-rasm. Spektral qo'shaloq yulduzlar spektrida asosiy yulduz spektri chizig‘ining atrofida yo'ldosh yulduz spektri chizig'ining «tebranishi» 236 137-rasm. Spektral qo'shaloq yulduzlarning nuriy tezliklarining egriliklari yo‘nalishda siljib turadi. Aynan shu hoi ularning q o ‘shaloqligidan darak beradi. Spektrlarning bu xususiyatlaridan aniqlangan qo'shaloq yulduzlar spektral qo ‘shaloq yulduzlar deyiladi (136-rasm). Spektral q o 'sh alo q yulduzlarning o rb ita elementlari, y o 'ldosh yulduz spektral chiziqlarining bosh yulduz spektral chiziqlariga nisbatan o 'n g ga va c h a p g a siljishlari asosida to p ilg a n n u riy tezliklarining e g rilik lari bo‘yicha topiladi. 137-A rasm da keltirilgan chizm ada bir necha spektral q o 's h a lo q la r nuriy tezliklarining egriliklari va shu asosda aniqlan gan orbitalarining ko'rinishi keltirilgan. C hizm adan ko'rinishicha, yo'ldosh yulduz nuriy tezligining egriligi sinusoida ko'rinishi, uning orbitasi aylana ko'rin ish d a ekanligidan dalolat beradi. Boshqa hollarda (137-B va С rasm ) nisbiy orbitaning k a tta yarim o ‘qi m os ravishda, qarash chizig'i b o ‘ylab yoki unga perpendikulyar ekanligi chizm adan k o 'rin a d i. H o zirga q a d a r G alak tik am izd a 1500 d a n o rtiq spektral q o 'sh a lo q yulduzlar ro 'y x atg a olingan. Savol va topshiriqlar 1. Y u ld u z la rn in g ra d iu s la ri u la rn in g y o rq in lik la ri va temperaturalariga ko'ra qanday topiladi? 2. Yulduzlarning spektral sinfiga ko'rachi? 3. Yulduzlarning massalari qanday hisoblanadi? 237 4. Yorqinlik-m assa-radius diagramm asida yulduzlarning bu kattaliklari orasida qanday bog‘lanishlar mavjud? 5. Y ulduzlarning ichki tuzilishiga oid k a tta lik la r, xususan temperatura va yorqinliklari uning radiusi va massasiga qanday bog‘lanishda boiadi? 6. Bosh ketma-ketlikka, gigantlar va mittilarga oid yulduzlarning fizik tabiatlarida qanday farq bor? 10-§. Fizik o ‘zgaruvchi yulduzlar F iz ik o ‘z g a ru v c h i y u ld u z la r r a v s h a n lik la r n in g o ‘z g a ris h i shu yulduzlarning q a ’rida kechadigan fizik jaray o n lar hisobiga bo‘ladi. Fizik o ‘zgaruvchi yulduzlar ravshanliklarining o 'zg arish i x arakteriga k o ‘ra, pulsatsiyalanuvchi va eruptiv o ‘zgaruvchi yulduzlarga b o ‘linadi. Pulsatsiyalanuvchi o‘zgaruvchi yulduzlar - ravshanliklarining bir m arom da (me’yorda) o ‘zgarishi bilan xarakterlanadi. Bu xildagi o‘zgaruvchan yulduzlar ravshanhklarining o'zgarishi, asosan ularning sirt qatlamlari pulsatsiyalanishi hisobiga b o ‘lgani uchun ular shunday nomlanadi. Pulsatsiyalanish tufayli 6 m — — ------------------------------------------------- -*ff -8,8 - 6,6 -9,г Spt-krr П П 61 •UAm *1 в -ejt и ил ц* им ар ip^ l-г 0 0 8 L0 s uttaiar 138-rasm. a) sefeidlar ravshanligi, temperaturasi, spektral sinfi, nuriy tezligi va radiuslarining o'zgarishi, b) sefeyning S yulduzi ravshanligi o ‘zgarishining radiusiga bog'liqlik grafigi 238 b u n d a y y u ld u zlarnin g radiuslari o rta y o tg a n d a u larn in g yorqinligi va tem peraturasi m aksim um ga erishadi, aksincha kichrayayotganda (y a’ni y u ld u z s iq ila y o tg a n d a ) esa, y o rq in lig i va te m p e ra tu ra si k a m a y a d i. P u lsatsiy a lan u v c h i o ‘zg aruvchan y u ld u z la r d a v rla rin in g uzu n lig i va ravshanliklarining o ‘zgarish darajasiga k o ‘ra quyidagi tiplarga bo‘linadi: Sefeidlar - ravshanliklari egriligi alohida shaklga ega b o iib , ularning asosiy xarakterlovchi kattaliklaridan hisoblangan yulduz kattaliklarining v a q t b o ‘yicha o ‘zgarish davrlari b ir necha sutkadan bir necha o ‘nlab su tk a g a c h a yetad i (138-rasm ). R a v sh an lig in in g egriligi Sefey yulduz turkum i 8 sining o ‘zgarishiga o ‘xshash bo'lganligi uchun ham bunday yulduzlar sefeidlar deb ataladi. Sefeidlar ravshanligining o ‘zgarishi 0,1 d an 2,0 yulduz kattaligiga qadar b o 'l i b , F va G c in fla rg a k ir u v c h i g ig a n t v a o ‘ta g ig a n t y u ld u zlard ir.U larn in g o ‘zgarishi dav o m id a nuriy tezliklari ± 20km/s, sirtining k o ‘tarilib tushishi esa ± 103 km , tem peraturalari esa 1000 gradus chegarasida o ‘zgaradi (138-rasm). S efeid lar ravshanligining m ak sim u m id a F spektral sinfga m an su b y u ld u z k o 'r in is h id a b o 'lib , m in im u m id a G sinfiga m a n s u b yu ld u z k o 'r in i s h in i o la d i. R a v s h a n lik la r in in g b u n d a y o ‘z g a ris h i, y u ld u z te m p e ra tu ra s in in g o ‘rta c h a 1500 g ra d u s g a o ‘zg arishiga m o s keladi. S efeid lar sp e k trid a k u zatiladigan ch iz iq la r, u larni rav sh a n lik larin in g o ‘zgarishiga m os ravishda qizil va binafsha ranglari tom on siljib turadi. м -5 0 5 10 В A F G к м Spektr 139-rasm. Spektr - yorqinlik diagrammasida sefeidlarning o ‘mi 239 141-rasm. Sefeidlar va 140-rasm. Liraning RR yulduzi Liraning RR tipidagi ravshanligi o'zgarish grafigi yulduzlar yorqinliklari B u n d ay siljishlar h am davriy x a rak terg a ega b o ‘lib, qizil siljishning m aksim um i - sefeid ravshanligining m inim um iga, binafsha siljishning m ak sim u m i esa, yulduz rav sh an lig in ing m aksim um iga t o ‘g‘ ri keladi. Sefeidlarning davrlari va ravshanliklari orasida b og ‘lanish m avjud b o ‘lib, ular ravshanliklarining ortishi davrlarining ortishida o ‘z aksini topadi. S e fe id la r gig an t va o ‘ta g ig an t y u ld u zla r b o ‘lg a n id a n u la rn i Galaktikamizdan tashqaridagi obyektlarda ham ko‘rish imkoni bor (139-rasm). R R Lira tipidagi о ‘zgaruvchan yulduzlar - A spektral sinfiga kiruvchi gigant yulduzlar b o ‘lib, ravshanligining o ‘zgarish intervali 1 + 2 yulduz kattalig iga qad ar b o ‘ladi. Spektral sinflarining o ‘zgarishi A v a F sinflar bilan chegaralanadi. Bu tipdagi yulduzlar ravshanliklarining o ‘zgarish d a v ri 0,05 su tk a d a n 1,2 su tk a g a c h a b o iib , ju d a k a tta a n iq lik bilan ku zatilad i (140-rasm). S e feid lar tip id a g i y u ld u z la rn in g y o rq in lik la ri u la rn in g o ‘zg arish d av rlariga b o g iiq , biroq Liraning RR tipidagi o ‘zgaruvchi yulduzlarniki ularn in g o ‘zgarish davriga b o g iiq b o im a y d i (141-rasm). Pulsatsiyalanuvchi о ‘zgamvchiyulduzlarning boshqa tiplari. Sefey yulduz turkum ining P y o k i K a tta It yu ldu z turkumining P si tip id a g i f iz ik о ‘zgaruvchan yulduzlar - ravshanligining egriligi b o ‘yicha RH tipidagi y u ld u zlarn i eslatsa-da, yorqinligining ju d a kam o ‘zgarishi (0 ,2 yulduz kattalig id a) bilan ulard an farqlanadi. Bu tipdagi yulduzlarning o'zgarish d av ri 3 soatd an 6 soatgacha borib, sefeidlarniki kabi ravshanJiklarining o 'zg arish i davriga b o g iiq b o ia d i. 240 О /00 200 SOU № SCO 600 700 800 00/ № / kunlar 142-rasm. Savming RV tipidagi yulduzlar ravshanligining o'zgarishi S a w yulduz turkumining R V tip id a g i yulduzlar - rav sh an lig in in g o ‘z g a r i s h d a v ri n is b a ta n d o im iy lig i b ila n b o s h q a tip d a g i fiz ik o 'zg aru v ch an yulduzlardan farq qiladi. U larning davri 30 sutkadan 150 s u tk a g a c h a b orib , ravshanliklari ld a n 3-3,5 yulduz k attalig ig a q a d a r o ‘zgarad i. Bu tipdagi yulduzlarning spektral o ‘zgarish chegarasi F sin fd an К sinfgacha boradi (142-rasm). K .it y u ld u z tu rk u m idag i M ir a tip id a g i y u ld u zla r u z u n d a v rli o'zg aru v ch an yulduzlardan b o ‘lib, ularning o'zgarish davri 80 sutkadan 1000 va u n d a n o rtiq su tk a g a c h a b o ra d i. R a v sh an lig in in g o ‘zgarish a m p litu d a si esa 2,5 yulduz k a tta lig ig a c h a yetadi. B unday y u ld u zlar y o r q in lig in in g m a k s im u m id a u n in g s p e k tr id a r a v s h a n lig in in g m inim um ida kuzatilgan m etall chiziqlari o ‘m ini vodorodning emission chiziqlari oladi. l l - § . Eruptiv o'zgaruvchan yulduzlar Exuptiv o'zgaruvchan yulduzlar n isbatan kichik yorqinlikka ega b o ig a n asosan m itti yulduzlar bo‘lib, ularning o ‘zgaruvchanligi vaqti-vaqti bilan qaytalanuvchi chaqnash ko‘rinishida b o ‘ladi. Bunday chaqnashlar m azkur y uldu zlard an plazm aning uloqtirilishi (eruptsiyasi) bilan tushuntirilgani u c h u n ham ular eruptiv o'zgaruvchan yulduzlar deb yuritiladi. E ruptiv o ‘zgaruvchan yulduzlarning yarm idan k o ‘pi Aravakash yulduz turkumining R W tipidagi yulduzlaridir. B unday tip d ag i o 'zgaruvchan yulduzlarning ravshanligi shu qadar n oto‘g‘ri o ‘zgaradiki, natijada hech qanday qonuniyat bilan_ bu o ‘zgarishni belgilab b o 'lm a y d i. A rav akash nin g R W tipidagi 241 m a ’lu m b ir y u ld uz ra v s h a n lig i b a ’zan ju d a tez (1 so a td a 1 yulduz kattalig ig a) o'zgarg ani ho ld a b a ’zan ju d a sekin (1 sutkada 0,1 yulduz kattalig ig a) o 'z g a ra d i. U m u m an , bunday yu ld u zlard a rav sh anlik nin g o ‘zgarish amplitudasi 0,1 dan 3 yulduz kattaligigacha borishi m um kin. Bu xil fizik o ‘zgaru vchan y u ld u zla rn in g k o ‘pchiligi F spektral sinfidagi yulduzlar b o ‘lib, faqat ayrim larigina В sinfidan M sinfigacha uchraydi. Egizaklar yulduz turkumidagi U tipidagi eruptiv о ‘zgaruvchan yulduzlar В va A sinfiga kirib, yorqinliklari nisbatan kam o ‘zgaradigan yulduzlardir. Biroq b a ’zan bunday yulduzlarning ravshanligi 1-2 kun ich id a 2 dan 6 yulduz kattaligigacha ortadi va bir necha kundan so‘ng o ‘z holatiga qaytadi. K it yulduz turkumidagi U V tipidagi mitti yulduzlar M spek tral sinfiga kiruvchi eruptiv o ‘zgaruvchan yulduzlar bo ‘lib, b a ’zan juda q isq a davrli chaqnashlam i boshdan kechiradi. C haqnash paytida ularning ravshanligi 1-6 yulduz kattaligigacha o ‘zgaradi. C haqnash bir necha o ‘n m inutcha davom etgani holda, m inim al chaqnash boshlanishidan bir n ech a sekund keyin m aksim um ga yetadi. Yangiyulduzlar - eruptiv о ‘zgaruvchan yulduzlarning m a’lum bosqichini o ‘zida aks ettiradi, «yangi» degan nom ularga shartli ravishda berilgan. B u n d a y y u ld u z la r a s lid a e s k id a n m a v ju d y u ld u z la r b o ‘lib, o ‘z evolyutsiyasining m a ’lum bosqichida chaqnash tufayli ravshanligi 10-13 yu ldu z k a tta lig ig a c h a o rtib , o d d iy k o ‘z b ilan k o ‘r in a d ig a a ravshan yulduzga aylanadi. 0 ‘z chaqnashlarining m aksim um ida u larn in g absolyut yulduz kattaliklarining o 'rta c h a m iqdori -8,5 yulduz kattalig igach a yetib, b u n d a u la r A - F s p e k tra l sin fla rg a m an su b o ‘ta g ig an t y u ld u z la r k o ‘rinishiga ju d a o ‘xshab ketadi. Y angi yulduzlarning chaq n ash egriligi alohida k o ‘rinishga e g a b o iib , u chaq n ash jara y o n in i bir n echa bosqichga ajratib o 'rg a n ish g a im kon beradi (143-rasm). C haqnashning dastlabki bosqichi ju d a tez, 2- 3 sutkada r o ‘y b e rib , m a k s im u m g a y e tis h d a n o ld in b ir « t o 'x t a b o la d i» . M aksim um dan so‘ng yulduz yorqinligi pasaya borib, d astlab k i holatiga y etish u c h u n b a ’z an y illa r o ‘ta d i. Y o rq in lik n in g d a stla b k i 3 yulduz kattaligiga qa d a r pasayish bosqichi deyarli bir tekis kechadi. Y orqinlikning keyingi 3 yulduz kattaligiga pasayishi о ‘rta bosqich deyilib, bun kechishi m um kin. Va nihoyat, chaq n ash so‘nishining oxirgi bosqichi yana b ir tekis kechib, o q ib a td a y ulduz ch aq nashgacha b o 'lg an yorqinligiga erishadi. 242 дт 0 ! 1 3 4 5 6 7 S 9 BoshUmg-kh Nabular Volf-Rays — I ^ siaeliya siadiva siacliyasi 143-rasm. Yangi yulduzning chaqnash egriligi Y a n g i yulduzlarning chaqnash m exanizm i haqida hozirgacha aniq bir fikrg a kelingani y o ‘q. Bu to ‘g ‘ridagi m avjud gipotezalarning biriga k o ‘ra, yulduzning chaqnashi, uning b a g 'rid a kechayotgan fizik jarayonlarning o q ib a ti deyilsa, boshqasida - bu hodisada tashqi om illar t a ’siri asosiy rol o 'y n a y d i deb qaraladi. Y a n g i yulduzlarning chaqnash jarayoni zich qo'shaloq yulduzlarning o ‘zar о m odda almashinishi natijasida r o ‘y beradi, degan gipoteza bu borada e’tib o rg a sazovor gipotezalardan sanaladi. B ordiyu asosiy yulduzning vod o io d g a boy bir qism m oddasi y o id o sh hisoblanmish oq m itti yulduz sirtiga tushsa, uning sirtida term oyadro sintezi bilan kechadigan chaqnash ro ‘y b erib , k atta m iqdorda energiya ajralishi kuzatiladi. Y angi yulduzlar chaq nash davrida to ‘la nurlanish energiyasi 1038 - 1039 Joulni tashkil etib, buni Quyosh bir necha o ‘n ming yildagina bera oladi. Y u ld u z sirtida portlash r o ‘y b erganda uning sirtidan ulkan m assali m oddasi (* Ю'4 - 10'5 M Q) yulduzlararo b o ‘shliqqa 1500-2000 km/s gacha tezlik bilan uloqtiriladi. Oqibatda yangi yulduz atrofida tarqalayotgan gaz m assasi ulkan tumanlikni vujudga keltiradi. Kuzatishlar natijasida nisbatan yaqin masofada joylashgan barcha yangi yulduzlarning atrofida haqiqatan ham kengayuvchi shunday gaz tum anliklar teleskoplarda kuzatiladi. T o hozirga q a d a r fanga 300 ga yaqin chaqnagan yangi yulduz m a ’lum b o ‘lit>, ularning 150 ga yaqini o ‘zim izning G alaktikam izda, 100 ga yaqini q o ‘sh3ii A ndrom eda tum anligida kuzatilgan. 0 ‘ia yangi yulduzlar - eruptiv o'zgaruvchi yulduzlar b o ‘lib, yorqinligi k e sk in o ‘zgaruvchi (chaqnovchi) y u ld u zlard ir. U la rn in g ch a q n ash lari p o r tl a s h h iso b ig a b o 'la d i. P o r tla s h tu fa y li b u n d a y y u ld u z la rn in g ravshanligi bir necha kun davom ida o ‘nlab million m a rta ortadi, y a ’ni 243 y u ld u z k a tta lig i o ‘n la b y u ld u z k a tta lig ig a o r ta d i. Y u ld u z o ‘z rav sh an lig in in g m aksim u m ig a erishganda o ‘zi jo y la sh g a n G a la k tik a ravshanligiga, b a ’zan undan ham bir necha m arta k o ‘p ravshanlikka ega b o 'lad i va ravshanligining m aksim um ida uning absolyut yu ld u z kattaligi -1 8 d an to -1 9 yulduz kattaligigacha yetadi. 0 ‘ta yangi yuld u zlar o ‘z yorqinligining m aksim um iga p o rtla sh yuz b erg an d an keyin 2-3 h afta o ‘tgach erishadi, so‘ngra bir necha oy davom ida uning yorqimligi 25-30 m arta kam ayadi. C haqnash davom ida, o ‘ta yangi y u ld u zlar umumiy nurlanish energiyasi 1048- 10 49 erggacha yetadi (144-rasm). Garchi o‘ta yangi yulduzlarning chaqnash mexanizmiga doir nazariya hali to ‘la ishlab chiqilmagan b o ‘lsa-da, hozircha yulduzlarning portlashi ular evolyutsiyalar oxirgi stadiyasida vujudga keladigan nomuvozanatlik oqibati deb qaraladi. Chaqnash paytida bunday yulduzlar, 0,1 ^ 1,0 Quyosh ma_ssasiga teng o ‘z moddasini 6000 km/s gacha tezlik bilan yulduzlararo bo‘shliqqa uloqtiradi. ОЧа yangi yulduzlar ravshanliklarining vaqt b o ‘yicha o'zgarish xarakteri va spektriga k o ‘ra ikki tipga bo'linadi. 0 ‘ta yangi yulduzlarning I tipi II tipiga nisbatan 5-10 m arta ravshan b o ‘lib, ravshanligining m aksim um iga tez erishadi va bu davrda uning spektri tutash spektrga aylan_adi (144 a- AL a ) Sutkalar i) 25 50 75 IfW ф , Sutkalar 144-rasm. ОЧа yangi yulduzning chaqnash egriligi 244 rasm ) S o ‘ngra k o ‘p o ‘tm ay uning spektrida keng nurlanish p olosalari paydo boiadi. ОЧа yangi yulduzlarning II tip iga tegishli yulduzlarning spektrida Download 320.92 Kb. Do'stlaringiz bilan baham: 
|