Mamadmusa mamadazimov
v o d o r o d , geliy, azot va boshq a
Download 320.92 Kb. Pdf ko'rish
|
|
v o d o r o d , geliy, azot va boshq a elem «ntlarning yutilish va nurlanish chiziqlari paydo b oiad i (144 b-rasm). О ‘ta yangi yulduzlarning I tipi chaqmashdan so ‘ng o ‘z maksimumiga taxminan 15 sutkalarda erishib, bir necha kun maksimum holatda bo‘ladi, shundan so‘ng 20-30 kunda ravshanligi 2-3 yulduz k a tta iig ig a kam ayib, keyin ravslianligining kamayishi sekin-asta kecha_di va salkam bir yilda (300-350 kunda) dastlabki holatiga qaytadi (145- rasm) . Jami b o iib 60 dan ortiq o'tayangi yulduzlar fotorasmga tushirilgan. M a ’lum Galaktikada o ‘ta yangi yulduzlarning chaqnashi taxminan 100 y i l ich id a 1-2 m artagina b o i i s h i m um k in. T arixda biznin g G alaktikam izda ham bir necha o ‘tayangi yulduzlarning chaqnashi ku zatilg an . Bular ichida Savr yulduz turkumida 1054-yilda X itoy astronomlari tomonidan kuzatilgani eng kuchlilaridan hisoblanadi (145- rasm ). Bu yulduz portlashidan so ‘ng bir necha kun davomida kunduzi ham k o iis h n in g iloji b o ig a n . 1572-yili boshqa bir o ‘ta yangi yulduz Tixo Brage tomonidan Kassiopeya yulduz turkumida, 1604-yili esa Kepler tom onidan lion Eltuvchi yulduz turkumida kuzatildi. Pulsarlar yoxud neytron yulduzlar o ‘ta yangi yulduzlarning q old igi sanaladi. Savol va topshiriqlar 1. Fizik qo‘shaloq yulduzlar deb qanday yulduzlarga aytiladi? 2. Vizual, tutiluvchi va spektral qo'shaloq yulduzlar haqida nimalar bilasiz? 3. Qo‘shaloq yulduzlarning massalari qanday topiladi? 4. Fizik o ‘zgaruvchan yulduzlar deb qanday yulduzlarga aytiladi? 5. Sefeidlar deb qanday fizik o'zgaruvchilarga aytiladi? <>. Liraning RR msmidagi o‘zgaruvchan yulduzlar haqida nima bilasiz? 1 . Yangi yulduzlar deb qanday о ‘zgaruvchi yulduzlarga aytiladi? 8 . ОЧа yangi yulduzlar debchi? S . Pulsalarning fizik o ‘zgaruvchilarga aloqadorligi nimada? 145-rasm. 1054-yilda Savr yulduz turkumida chaqnagan o‘ta yangi yulduzning qoldig‘i - Qisqichbaqasimon tumanlik 245 XBOB. GALAKTIKAM IZ, U N IN G T U ZILISH I VA T A R K IBI l-§ . Bizning G a la k tik a m iz va uning o b y ek tlari O ysiz y u ld u z la r c h a r a q la g a n tu n la r id a b u tu n o sm o n b o ‘ylab cho'zilgan Som on Y o ‘lini k o 'rm a g a n la r b o im a sa kerak. S om o n Y o'liga teleskop bilan qaralsa, u g ‘ij-g‘ij yulduzlardan tashkil to p g an m i ko'rish m um kin. (146-rasm) A na shu yulduzlarnig barchasi (ular 150 mlrd. ga yaqin) birgalikda Bizning G alaktikam izni tashkil qiladi. G alaktikam izning shakli, q o ‘polroq qilib aytganda, ikkita tarelkani og‘zini-og‘ziga q aratib bir-birining ustiga q o ‘ygandagi k o ‘rinishg a juda o ‘xshab ketadi. U asosan yulduzlardan, qisman gaz chang tum anliklar, kosmik nurlardan tashkil topgan. G alaktikam izda alohida yulduzlardan tash q ari tala y y uld u zlarn in g t o ‘d a la ri ham m avjud. B u n d a y to ‘dalar tarqoq va sharsimon ko 'rin ish d a b o iib , H ulkar va G iadlar deb ataluvchi m a sh h u r sochm a va G erk ules yulduz tu rk u m id a proy ek siy alan u v ch i sharsim on k o ‘rinishga ega. Shuningdek, G alaktikam izda k a tta m iqdorda siyrak gazlar va chang zarralarid an tashkil topgan diffuz va gaz-chang tum anliklar ham m avjud. Bizning G alak tik am izn in g diam etri 100 m ing y o ru g iik y ilig a teng b o iib , uning m arkazidan taxm inan 30 000 yorug‘lik yili m aso fad a Quyosh sistem asi jo y la sh g a n . G a la k tik a m iz n in g bizga eng y aq in jo y la sh g a n yulduzigacha m asofa 4,3 y o ru g iik yiliga, bizdan eng uzoq qism larigacha m asofa salkam 80 m ing y o ru g iik yiligacha boradi. G a la k tik a m iz s tru k tu ra s i elem en tlari b ilan oldingi p a ra g ra fla rd a tanishgan m aiu m o tlarim izn i um um lashtirsak, u markaziy quyulmadan, spekral yenglardan yo ki shoxobchalardan va disk kabi tashkiliy q ism lardan ib orat ekanligi ayon b o ia d i. G alaktikam izning m arkaziy quyulm asi Qavs 146-rasm. Galaktikamizning osmonda ko'rinishi 147-rasm. Galaktikamiz va unda Quyoshning o'rni yulduz turkumiga proyeksiyalanib, u bu yo'nalishdagi mavjud qora-nur o ‘tkazmaydigan gaz-chang moddadan tashkil topgan noshaffof materiya tufayli bizga ko‘rinmaydi. Infraqizil nurlarda uni kuzatganda, markaziy quyilmaning burchak oicham i 28°xl8° atrofida bo‘lib, taxminan 4,8x3,1 kpk chiziqli oicham ga mos keladi. Galaktikamiz sinfiga ko‘ra spiral galaktika bo‘lib, u S6-sinfga mos keladi. Uning markazida oich am i 10 pk atrofidagi oich am ga ega b o iga n sharsimon to ‘daga o'xshash tez aylanuvchi obyekt kuzatiladi. Aftidan u, qnyuq gaz-chang materiya bilan o ‘ralgan hamda ultrabinafsha va k o ‘z:ga ko'rinadigan nurlarni kuchli yutadigan o ‘ta zich yulduzlar t o ‘dasidir. Shuningdek, u tabiati jihatidan bizga hozircha butunlay n o m a iu m obyekt b o iis h i ham eh tim o ld a n xoli em as. G alaktika m arkazidan 3 kpk m asofada radio astronom ik m etod yordam ida, markazdan chetga tomon 50 km/s tezlik bilan kengayayotgan vodorod yengi topilgan. Galaktikamizning Quyosh joy olgan qismi atrofidan bir necha spiral yen g la r topilgan b o iib , ular b o ‘ylab yosh yulduzlarning to ‘dalari, yulduzlararo gaz-chang materiya joylashgan (148-rasm). О rion yulduz turkumida joylashgan qaynoq yulduzlar «Orion yengi» deb ataluvchi yengni hosil qilib, uning bir chetida Quyosh joylashgan. B undan tashqari G alaktikam izda yana ikki yirik yeng Qavs yengi (Galaktika markazi tomonda) va Persey yengi (Galaktika markazidan qarama-qarshi tomonda)ning mavjudligi aniqlangan. 247 2-§. G a la k tik a d a y ulduzlarning taq sim lanish i Y u ld u z la rg a c h a m aso fa la rn i bilish u larn in g fazodagi ta q sim o tin i a n iq la sh g a, b in o b a rin , G a la k tik a s k tru k tu ra sin i o ‘rg a n is h g a im kon beradi. G alaktikanin g turli qism larida yulduzlar sonini x arakterlash uchun yulduzlar zichligi tushunchasi kiritiladi. Y ulduzlar zichligi 1 k u b parsek hajm dagi y u ld u zlarn in g sonini xarakterlay d i. H iso b -k ito b la r Quyosh atrofidagi zo n ad a yulduzlarning zichligi 0,12 ekanligini m a’lu m qildi. O sm onning turli qism larida yulduzlar zichligini aniqlash u c h u n har bir kvad rat gradusdagi yulduzlar sonini hisoblash zarur b o ‘ladi. Bunday hisoblashlar Som on Y oMiga yaqinlashgan sayin yulduzlar konsentratsiyasi keskin ortib borishini k o 'rsatdi. Bu hoi G alaktikam iz o ‘qi b o ‘y lab siqilgan k o ‘rinishda b o ‘lib, Som on Y o ii uning o 'q id an eng k a tta radiusli qismiga to ‘g ‘ri k elishini va Q uyo sh (a n iq ro g ‘i Q uyosh sistem asi) a y n a n shu simmetriya tekisligi yaqinida yotishini bildiradi. G alaktikam iz strukturasiga tegishli boshqa bir m uhim xulosaga, uning m a ’lum b ir so h asid a b arch a y ulduzlar hisobini birdaniga em as, balki yulduzlar sonini h a r b ir yulduz k attalig ig acha a lo h id a -a lo h id a , y a ’ni dastlab k o 'rin m a yulduz kattaligini mk yulduzgacha b o ‘lgan Nk yulduzlar sonini, so 'n g ra mk+l kattalikkacha b o ‘lgan Nk+[ yulduzlar sonini v a hokazo hisoblash orqali erishish m um kin. I Bush ycng mm Ichki veiig • Optik ku/alishlar >• Oraliq yeng Tashqi yeng* Radiokuzatishlar 148-rasm. Galaktikamizning yenglari va unda Quyoshning o ‘mi 248 A gar bunda yulduzlarning zichligi, m asofani ortishi bilan o ‘zgarm aydi va ularning barchasi bir xil yorqinlikka ega deb qaralsa, u holda yulduzlar xiralashgan sayin (ya’ni k o ‘rinm a yulduz k attaliklari ortgan sayin) ular sonining ortib borishi, kuzatish qam rayotgan m asofaning ortishi bilan osm onning aniq bir yuzasiga proyeksiyalanayotgan hajm ham ortib borishi o rq a li oson anglashiladi. O sm onning m a ’lum b ir so h asida m yulduz k a tt a li g ig a te n g v a u n d a n k ic h ik y u ld u z la r u s h b u ra d iu s b ila n chegaralangan shar sektori ichida joylashadi. b a rc h a yulduzlarning y o rq in lik lari bir xil deb olganim izdan ularning y ulduzlar absolyut yulduz kattaliklari ham bir xil M b o ‘ladi deb qaraym iz. m +1 yulduz kattaligiga teng va un d an kichik yulduzlar esa, -rad iusli sh ar sektori ichida yotib, u ushbu ifodadan topiladi: ularning soni bu yulduzlar egallagan hajm ning (binobarin, radiuslarining) k ubig a proporsional bo'lishini e ’tiborga olsak, lg rm = 1 + 0,2(m -M ) J lg r m+= l+ 0 ,2 [(m + l)-M \ Bu tenglam alarning keyingisidan oldingisini ayirsak, u holda lg rm^-lg rm=0,2 y o k i ™ +1 - 0 , 2 q 0 ia di. Y u ld u z la rn in g zichligi o ‘z g a rm a g a n d a m b o ‘ladi. Endi ifodani logarifm lasak: N lg —m±L = 0,6 N m 249 b o ia d i. B iroq kuzatish lar m ortishi bilan yulduzlar soni bu q a d a r tez o rtm a slig in i k o 'r s a ta d i. X u su sa n , m n ing u n c h a k a tta b o i m a g a n N N m+1 ^ T m+l ^ qiym atlari uchun ^ ga yaqin, m - \ l yulduzlar uchun esa ^ ~ m m chiqadi. A gar barcha yulduzlarning yorqinliklari bir xil deb qaralsa, u h o ld a k u z a tila d ig an *r ning q iy m atlarin i solishtirib, Q u y o sh d an m uzoqlashayotgan barcha yo'n alish lard a yulduzlarning zichligi kam ayib b o rish i m a i u m b o i a d i . A g a r y o 'n a lis h la r b o ‘y ich a y u ld ia z la ra ro b o ‘shliqda nurning yutilishi aytarli b o im a s a , bundan G alaktikam izning cheklanganligi haqida m ulohaza kelib chiqadi. Qilingan m ulohazalar aslida yan ad a m urakkab m asalani yechish uchun yana bir asos b o ia d i, xolos. Bu m asala aslida yulduzlar bir xil yorqinlikka ega em asligini va k u zatish n a tija la ri y u ld u zlararo m u h it to m o n id a n sezilarli o ‘zgartirilishini hisobga olish lozimligi tufayli ju d a m u ra k k a b m asalalardan sanaladi. Bu m asalani hal qilishda turli yorqinlikdagi yulduzlar uchun fazoning m a iu m sohasida M dan M + l absolyut yulduz k attalig ig ach a b o ig a n yulduzlar, um um iy yulduzlar sonining qancha m iqdorini tash k il etishini hisobga o lad ig a n yorqinlik funksiyasi - (p (A f)d e b a ta lu v c h i k attalik k iritila d i. A g a r y o rq in lik fu n k siy a s i m a ’lum b o i s a , u h o ld a tu rli m a s o f a la r d a y u ld u z la r z ic h lig in i h is o b la s h m a s a la s i m a ’lum qiyinchiliklarga qaram ay hal qilsa b o ia d ig a n m asalaga aylanadi. A m a ld a bu m a s a la tu rlic h a h a l q ilin g a n b o i i b , G a la k tik a m iz stru k tu ra si, G a la k tik a tekisligi deyiluvchi asosiy tekisligiga n isbatan sim m etrik , q u tb la ri siqilgan k o ‘rin ish ga ega. Som on Y o i i a i n g o ‘rta chizig‘i bilan deyarli m os keladigan va osmon sferasi bilan kesishganda hosil q ila d ig a n k a tta a y la n a si - g a la k tik e k v a to r d ey ilad i. M azkur sistem aning m arkazi G alak tik a m arkazi deyilib, u Quyosh sistem asidan q arag an d a, Qavs yulduz turkum iga proyeksiyalanadi. U ning ekvatorial k oo rd in atalari m os ravishda a = 1 7 h40m, 5= -29° ni tashkil qiladi. G a la k tik a m arkaziga yaqinlashgan sayin yulduzlarning zichligi ortib boradi. Shunday qilib, G a la k tik ad a yulduzlarning zichligi u n in g tekisligi va uning m arkaziga tom on o rtib borish tendensiyasiga ega. 250 Yulduzlar zichligini, uning keskin k am ayad igan m asofalarini Q uyosh atrofi zonasida aniqlash G alaktika- mizning o ‘lchamlari haqida m a’lumot beradi. Aniqlanishicha, Quyosh Galak- tik a m ark azidan qaram a-qarshi to m o n d a y o tu v ch i, uning chegara- sigacha m asofa esa 5 ming pk bilan x a ra k terla n a d i. Bundan G a la k ti- kam izning diametri 30 kpk atrofida ekanligi m a’lum b o ia d i. Quyoshning Galaktika tekisligidan uzoqligi esa 25 parsekni (shimoliy qutb tomonga) tashkil etadi. Galaktikaning katta qismini tashkil etgan obyektlari - О va В sinfga kiruvchi yulduzlari, sefeidlar, tarqoq yulduz t o ‘dalari, o ‘ta yangi yulduzlarning 2-rusumlilari va yulduz assotsiyalari, Galaktika tekisligida yotu vch i ingichka qalinlikdagi tekislik bilan chegaralangan fazoda joylashadi. Bu obyektlar haqida gap ketganda ular Galaktikamizning tekislikli kichik sistemasi obyektlari deb yuritiladi. Biroq Galaktikamizning boshqa obyektlari, xususan Liraning RR, Sunbulaning W, o ‘ta yangilarning 1-rusumlilari, submittilar, sharsimon to'dalar egallagan hajm diametri - galaktik tekislikda yotuvchi ellipsoid bilan chegaralanadi. Shu bois ular Galaktikamizning sferoidal (ba’zan sferik) kichik sistemasi obyektlari deyiladi. Galaktikamiz kinematikasini o'rganish, u Andromeda tum anligining strukturasiga o ‘xshash spiral strukturaga ega ekanligini tasdiqlaydi (149-rasm). 3-§. Y ulduzlarning sh a rsim o n va ta rq o q t o ‘d a la ri K oinotda yulduzlar faqat yakka holda uchramaydi, o ‘zaro dinamik bog‘langan holda qo‘shaloq, uchtadan, to ‘rttadan va nihoyat juda ko‘p so n li - yu zlab , m inglab, to 'd a sh a k lid a ham uch ra yd i. 0 ‘nlab yulduzlardan bir necha minggacha yulduzlarni o ‘z ichiga olgan, o'zaro dinam ik bog'langan yulduzlarning sistemalari - yulduz to ‘dalari yoki g ‘ujlari deb yuritiladi. Tashqi ko‘rinishiga k o ‘ra yulduz to'dalari ikki guruhga - tarqoq (yoki sochma) va sharsimon to ‘dalarga b o ‘linadi. Tarqoq yulduz to ‘dalari bir 149-rasm. Galaktikamizga qo‘shni Andromeda galaktikasi 251 150-rasm. Savr yuduz turkumidagi Hulkar yulduzlar sochma to‘dasi 151-rasm. Gerkules yulduz turkumidagi sharsimon yulduz to‘dasi necha o ‘n yulduzdan bir necha minggacha yulduzlarni, sharsimon to‘dalar esa, o ‘n mingdan yuz minggacha yulduzlarni o ‘z ichiga oladi. Galaktikamizda 800 ga yaqin tarqoq yulduz to ‘dalari b o iib , ularning diam etri 1,5 p arsek d an 20 parsek k ach a boradi. T a r q o q yulduz to‘dalarining yaxshi o ‘rganilgan tipik vakillari - Savr yulduz turkumidagi Hulkar deb nomlangan to ‘da b o ‘lib, Quyosh sistemasidan 130 parsekli m asofada joylashgan (150-rasm). Boshqa bir tarqoq yulduz t o ‘da - Giadlar esa bizdan 40 pk li masofada yotadi. Sharsimon yulduz t o ‘dalari tarqoq yulduz t o ‘dalaridan kimyoviy tarkibi bilan farqlanadi. Xususan, tarqoq yulduz to ‘dalarining spektrida o g ‘ir elem entlar miqdori 1-4 foizni tashkil qilgani holda, sharsimon to ‘dalarda atigi 0,1-0,01 foizni tashkil qiladi. Bunday hoi muayyan galaktikada sharsim on va tarqoq yulduz to'dalari paydo bo‘lishida turlicha sharoit mavjud b o ig a n id a n dalolat beradi. Shuningdek bu, bunday sharsimon to ‘dalar hali o g ‘ir elementlarga boyib ulgurmagan sferik formadagi protogalaktik gaz tumanligidan paydo b o ‘lgan degan ilmiy gepotezaning tug‘ilishiga olib kelgan. Sharsimon to ‘dalar yulduzlarining ko‘pligi va aniq sferik formasiga ko‘ra, tarqoq yulduz to ‘dasiga nisbatan yulduzlar fonida yacLqol ajralib k o ‘rinadi. Sharsim on t o ‘dalarning o ‘rtacha diametri 40 p k atrofida b o ‘ladi. G alaktikam izda 100 ga yaqin sharsimon t o ‘dalar ko'rinadi. R avshan liklari tufayli sharsim on t o ‘dalarni q o ‘shni galaktikalarda 252 (M agellan Bulutlari va A ndrom edada) ham k o 'rish mumkin. Sharsim on to 'd a la r tarqoq laridan farq qilib, G alaktikam izning m arkaziga to m on konsentratsiyasi keskin ortib boradi. S h a rsim o n t o ‘d a la rn in g tip ik v ak ili G e rk u le s yulduz tu rk u m id a joylashgan M - 13 b o ‘lib, u 20 m ingga yaqin yulduzni o ‘z ichiga oladi (15L-rasm). Uning bizdan uzoqligi 24 m ing y o ru g iik yiliga teng. A g a r yulduzning xususiy h arak ati ц ("/yil) b o ‘lib, ungacha m asofa p arsek lard a aniqlangan b o ‘Isa, u holda yulduz fazoviy tezligining m anzara tekisligidagi proyeksiyasini hisoblab topish qiyin emas. B u proyeksiya yulduzning tangensial tezligi deyilib, ushbu form uladan to p ilad i: E n d i yulduzning fazoviy tezligini u f ni topish uchun uning nuriy tezligi u r d a n foydalan am iz. Y u ld u z la rn in g ra d ia l tezligi u n in g sp e k trid a g i ixtiyoriy X uzunlikdagi chiziqning siljishi kattaligi - AX orqali D oppler prinsipiga k o ‘ra: o rq ali oson topiladi, bu o ‘rin d a с - y o ru g iik tezligi. U holda yulduzning fazoviy tezligi: ga te n g b o ia d i. Biroq yulduzning aniqlangan fazoviy bu tezligi aslida ikki tash k il etuvchidan iborat b o ia d i. B ulardan biri - yulduzning haqiqiy fazoviy tezligi b o is a , ikkinchisi kuzatuvchi joylashgan Yerning Quyosh b ila n birgalikdagi tezligidir. B inobarin, Q uyoshning tezligini, aniq ro g'i un in g shu yulduzga tom on y o 'n a lish b o ‘yicha proyeksiyasini aniqlam ay tu rib , yulduzning haqiqiy tezligini topishning iloji y o ‘q ekan. Q uyoshning xususiy h a ra k a t tezligi. Y ulduzlarning h a ra k a ti haq id a m a i u m bir xulosaga kelish uchun Q uyoshning fazodagi h a ra k a t tezligini an iq lash va uni yulduzlarning kuzatiladigan tezligidan olib tashlash lozim. 4-§. Yulduzlarning fazoviy harakati. Quyoshning xususiy harakati. Quyosh apeksi 253 s 152-rasm. Yulduzlarning fazoviy tezligini topish Osm on sferasida Q uyoshning tezlik vektori y o ‘nalgan nu qta apeks, unga diam etral qaram a-q arsh i nuq ta esa antiapeks deb ataladi. Agar yulduzlarga q o ‘zg‘alm as deb qarab, ularning spektrlaridagi qizilga yoki binafshaga siljishni - Quyoshning Ve tezlik bilan h ara k a tla n a d i deb qarasak, unda Q uyoshning h a ra k a t yo ‘nalishi bilan 9 burchak hosil qilgan y o ‘nalish b o 'y la b yotgan S yulduz, go ‘yo Q uyoshning tezLigiga teng biroq, qaram a-q arsh i y o 'n alg an Ve tezlik bilan h arak a tla n a y o tg a n d e k tuyuladi (152-rasm ). Y ulduzning tuyulm a bu tezligi ikki tashkil etuvchidan ib o ra t b o iib , ulardan biri - rad ial tashkil etuvchisi Quyosh tom onga, ikkinchisi esa u n g a p e rp e n d ik u ly a r y o ‘n a la d i. U h o ld a y u ld u z n in g r a d i a l tezligi Vr = - V e cosG ifodad an topiladi. M anzara tekisligida yotib, yulduzning xususiy tezligiga m os uning tangensial tezligi esa V t = - V e sinO dan to p ilad i. U n d a 0 = 0 y o 'n a lis h d a g i (y a ’ni Quyosh apeksi d ey ilu v chi, Q u y o sh n in g te z lik v e k to ri y o ‘n a lg a n to m o n d a g i) y u ld u z la r n u riy tezligining haqiqiy qiym ati, uning o ‘lchangan tezligidan Q uyosh tezligiga kam chiqadi. Bu y o ‘nalishga qaram a-qarshi tom ondan (antiapeks) yotgan yulduzlarning o ‘lchangan nuriy tezligi esa aksincha, Quyosh tezligiga (Ve) o r ta d i. Q u y o s h n in g h a r a k a t y o 'n a lis h ig a tik y o ‘n a lis h d a h arak atlan ay o tg an yulduzlarning nuriy tezliklari esa o'zgarm aydi. Biroq bunda ularning antiapeksga y o ‘nalgan xususiy harakatlari m av ju d b o ia d i. Q uyosh apeksi va antiapeksiga yaqinlashgan sayin yulduzlarning xususiy h a ra k a ti sinG g a p ro p o rs io n a l ra v ish d a k a m a y ib , n o lg a c h a b o rad i. B o s h q a c h a a y tg a n d a , b a rc h a y u ld u z la r g o ‘yo a n tia p e k s g a to m o n u ch ay o tgand ek tuyuladi. S h u n d a y q ilib , tu rli y o ‘n a lish d a g i y u ld u zla rn in g n u r iy tezlik lari o ic h a n g a n d a m a ’lum y o ‘n a lish d a u larn in g n u riy te z lik la ri (m anfiy Download 320.92 Kb. Do'stlaringiz bilan baham: 
|