⟡ ° ˖ #тейк ⊹ ° ⟡ ₊
꒰ ⊹ ֹ 🪐 .   »  ── ── ── ╮
У меня перса на варе зовут Фомальгаут, админ давай пожалуйста адмтейк про Фомальгаут, я на коленях😔😔
Неанон Чеба ;P

🩻: харашо

╰ ── ── ── « . 💫 ֹ ⊹ ꒱

@Astro_cf_bot -✦- Буст

⟡ ° ˖ #адмтейк ⊹ ° ⟡ ₊
꒰ ⊹ ֹ 🪐 .   »  ── ── ── ╮

Фомальгаут — самая яркая звезда в созвездии Южной Рыбы и одна из самых ярких звёзд на ночном небе. Название звезды означает «рот южной рыбы». Это звезда главной последовательности спектрального класса А3, расположенная на расстоянии всего 25 световых лет от Земли.
До 2000 года Фомальгаут и Ахернар были двумя звёздами первой величины, находящимися на максимальном угловом расстоянии от любой другой звезды первой величины на небесной сфере. Антарес, звезда в созвездии Скорпион, теперь является наиболее удалённой на небесной сфере звездой первой величины.
Фомальгаут является относительно молодой звездой, её возраст составляет от 200 до 300 миллионов лет, предполагаемая продолжительность жизни на главной последовательности — миллиард лет. Температура на поверхности звезды — около 8500 Кельвин. Фомальгаут в 2,3 раза тяжелее Солнца, светимость больше в 16 раз, а радиус — в 1,85 раза.Фомальгаут окружён диском космической пыли тороидальной формы с хорошо различимой внутренней границей на радиальном расстоянии 133 а.е., наклонённом под углом в 24 градуса. Эта космическая пыль расположена как пояс и имеет ширину 25 а.е. Геометрический центр этого пылевого пояса располагается на расстоянии приблизительно в 15 а.е. от самого Фомальгаута. Этот пылевой диск также иногда называют «Поясом Койпера Фомальгаута». Диск вокруг Фомальгаута принято считать протопланетным, испускающим инфракрасное излучение.
Согласно расчётам, пылевой диск должен быть гораздо больше из-за солнечного ветра Фомальгаута, который отталкивает частицы диска наружу. В настоящее время на основании данных обсерватории Гершель принята гипотеза, что диск имеет такие небольшие размеры по той причине, что он постоянно обновляется осколками от очень частых, до тысяч в сутки, столкновений ледяных комет с более крупными телами на орбите звезды. Такое количество соударений требует наличия в кометном поясе от 1011 до 1014 комет, что аналогично тому, какое их количество предполагается для Облака Оорта в нашей Солнечной системе.

╰ ── ── ── « . 💫 ֹ ⊹ ꒱

@Astro_cf_bot -✦- Буст

⟡ ° ˖ #адмтейк ⊹ ° ⟡ ₊
꒰ ⊹ ֹ 🪐 .   »  ── ── ── ╮
Астрономическая единица — единица измерения расстояний в астрономии, примерно равная среднему расстоянию от Земли до Солнца. В настоящее время принята равной в точности 149 597 870 700 метрам. Астрономическая единица применяется в основном для измерения расстояний между объектами Солнечной системы, экзопланетных систем, а также между компонентами двойных звёзд.Изначально астрономическая единица определялась как длина большой полуоси орбиты Земли или, что то же самое, среднее значение между минимальным и максимальным расстояниями от Земли до Солнца. Согласно свойствам эллипса, это значение также является средним расстоянием от точек орбиты Земли до Солнца: 126. В 1976 году 16-я Генеральная ассамблея МАС переопределила астрономическую единицу как единицу расстояния, при которой постоянная Гаусса принимает значение 0,01720209895 (при использовании в качестве единицы времени суток, равных в точности 86 400 секунд СИ; а в качестве единицы массы — массы Солнца, в то время считавшейся равной 1,9891⋅1030 кг). В таком определении астрономическая единица соответствовала радиусу круговой орбиты пробного тела в изотропных координатах, угловая скорость обращения по которой, при пренебрежении всеми телами Солнечной системы кроме Солнца, в точности равна 0,01720209895 радиана в сутки. Астрономическая единица входит в утверждённый Международным бюро мер и весов перечень внесистемных единиц, принятых для использования совместно с единицами СИ. В Российской Федерации использование астрономической единицы допускается в области применения «астрономия» наравне с единицами СИ без ограничения срока. Не допускается употребление астрономической единицы с дольными и кратными приставками СИ.

╰ ── ── ── « . 💫 ֹ ⊹ ꒱

@Astro_cf_bot -✦- Буст

⟡ ° ˖ #адмтейк ⊹ ° ⟡ ₊
꒰ ⊹ ֹ 🪐 .   »  ── ── ── ╮
Stephenson 2-18 — яркий красный сверхгигант или гипергигант, являющийся членом звёздного скопления Stephenson 2 в галактике Млечный Путь. Расстояние до Земли достигает 18 910 световых лет. Часто упоминается в Интернете как «самая большая звезда во Вселенной». Рассеянное скопление Stephenson 2 обнаружил американский астроном Чарльз Брюс Стивенсон в 1990 году в данных глубокого космоса в ближнем инфракрасном диапазоне с целью поиска скоплений красных сверхгигантов. Скопление Stephenson 2, также известное как RSGC2, одно из нескольких массивных рассеянных скоплений в созвездии Щита, каждое из которых содержит несколько красных сверхгигантов.
При первичном анализе свойств звёзд скопления самая яркая звезда в районе скопления получила идентификатор 1. Однако немногим позже звезда была исключена из скопления Stephenson 2 из-за своего внешнего положения, аномально высокой яркости и нетипичности собственного движения, и была отнесена к категории несвязанных красных сверхгигантов. В 2012 году Stephenson 2-18, наряду с 56 другими красными сверхгигантами, наблюдалась в рамках исследования мазерного излучения красных сверхгигантов по всей галактике. В ходе исследования были определены свойства этих красных сверхгигантов с помощью Компактного массива Австралийского телескопа (ATCA) и модели DUSTY. Stephenson 2-18 был среди упомянутых красных сверхгигантов. St2-18 демонстрирует черты и свойства высокосветящегося красного сверхгиганта со спектральным типом M6, что необычно для сверхгигантской звезды. Это делает её одной из самых экстремальных звёзд в Млечном Пути. Она занимает правый верхний угол диаграммы Герцшпрунга-Рассела — области, характерной для исключительно крупных и светящихся низкотемпературных звёзд Stephenson 2-18 обычно классифицируется как красный сверхгигант, отчасти из-за широкого профиля линий. Однако значительный инфракрасный избыток (что говорит о возможном эпизоде экстремальной потери массы) заставил авторов Дэвис, Фигер, Кудрицки, МакКенти и Нахарро заявить, что звезда может быть красным гипергигантом, как VY Большого Пса. Также утверждается, что Stephenson 2-18 находится на грани выброса своих внешних слоёв и эволюции в яркую голубую переменную или звезду Вольфа — Райе.
Ну а проще говоря, Стивенсон 2-18 имеет такой размер из-за того что он «раздулся» и теперь стремительно теряет массу. Так бывает со всеми звёздами и это абсолютно нормально! Такое же случится с нашим Солнцем через миллионы лет.

╰ ── ── ── « . 💫 ֹ ⊹ ꒱

@Astro_cf_bot -✦- Буст

⟡ ° ˖ #адмтейк ⊹ ° ⟡ ₊
꒰ ⊹ ֹ 🪐 .   »  ── ── ── ╮
N11 — ярчайшая эмиссионная туманность в северо-западной части Большого Магелланова Облака в созвездии Золотой Рыбы. Комплекс N11 является второй по размеру областью H II в этой галактике, а крупнейшей является Туманность Тарантул. Туманность занимает область диаметром 6 угловых минут. Имеет эллиптическую форму, состоит из крупного пузыря, относительно чистого межзвёздного пространства, окружённого девятью крупными туманностями. Название туманности дал в 1956 году Карл Хенайз. При подробном рассмотрении туманность обладает розовыми облаками светящегося газа, напоминающими сахарную вату. Протяжённость туманности составляет около 1000 световых лет.
Среди примечательных деталей туманности можно отметить большую пустую область размером 80 на 60 парсеков, а также центральное скопление возрастом 5 миллионов лет (NGC 1761). Туманность окружена несколькими облаками ионизованного газа, где формируются звёзды спектрального класса O. Внутри туманности находится несколько массивных звёзд, включая LH 9, LH 10, LH 13, LH 14. Также содержится остаток сверхновой N11L. В самом центре NGC 1761 находится яркая кратная звезда HD 32228, содержащая редкую голубую звезду Вольфа — Райе типа WC5 или WC6, а также яркий гигант спектрального класса O[10].Ярчайшей туманностью внутри N11 является область N11B (NGC 1763), также известная как Туманность Боб из-за своей формы.

╰ ── ── ── « . 💫 ֹ ⊹ ꒱

@Astro_cf_bot -✦- Буст

⟡ ° ˖ #адмтейк ⊹ ° ⟡ ₊
꒰ ⊹ ֹ 🪐 .   »  ── ── ── ╮
Большое Магелланово Облако — крупнейшая и самая массивная галактика-спутник Млечного Пути, которая расположена на расстоянии в 50 килопарсек от него. Диаметр галактики составляет 9,9 килопарсек, она содержит около 5 миллиардов звёзд. Абсолютная звёздная величина галактики в полосе V составляет −18,5m, а видимая — 0,4m. Видимые на небе угловые размеры составляют 5,4° на 4,6°, хотя сама галактика простирается на бо́льшую область.Большое Магелланово Облако часто относят к неправильным галактикам, хотя в нём присутствует некоторая упорядоченность структуры, поэтому вернее его классифицировать как магелланову спиральную галактику. Наиболее заметная часть Большого Магелланова Облака — бар, также присутствуют диск и гало, а спиральная структура хотя и наблюдается, но выражена слабо.
В Большом Магеллановом Облаке известно около 3000 звёздных скоплений, а всего должно быть около 4600 таких объектов. Система звёздных скоплений в Большом Магеллановом Облаке отличается от таковой в Млечном Пути: в Большом Магеллановом Облаке есть объекты, похожие на шаровые скопления нашей Галактики, но гораздо более молодые. Рассеянные же скопления в целом похожи на те, что встречаются в Млечном Пути.Угловой диаметр Большого Магелланова Облака, измеренный по изофоте 25m на квадратную секунду дуги в фотометрической полосе B, составляет 11,5°, что соответствует линейному размеру в 9,9 килопарсек, но на небе заметна лишь область галактики меньшего размера. Абсолютная звёздная величина галактики в полосе V составляет −18,5m. Таким образом, Большое Магелланово Облако — четвёртая по светимости и размеру галактика Местной группы после галактики Андромеды, Млечного Пути и галактики Треугольника, а также это крупнейший и самый массивный спутник Млечного Пути. По теоретическим оценкам, в Большом Магеллановом Облаке всего должно быть около 4600 звёздных скоплений, из них известно около 3000.

╰ ── ── ── « . 💫 ֹ ⊹ ꒱

@Astro_cf_bot -✦- Буст

⟡ ° ˖ #адмтейк ⊹ ° ⟡ ₊
꒰ ⊹ ֹ 🪐 .   »  ── ── ── ╮
WR 25 — двойная звёздная система в области звездообразования Туманности Киля на расстоянии около 7500 световых лет от Солнца. Содержит звезду Вольфа-Райе и горячий яркий компонент; входит в состав скопления Трюмплер 16.WR 25 была классифицирована как звезда Вольфа-Райе в XIX веке вследствие яркости и широких эмиссионных линий в спектре. В спектре наблюдаются линии водорода, спектр соответствует звезде промежуточного класса между классической WN-звездой и сверхгигантом класса O. В ранних исследованиях указывалось, что WR 25 является двойной звездой с компонентами WN7 и O7. Также приводились варианты WN7 + abs и WN6ha. С введением более подробной классификации для горячих звёзд WR 25 получила спектральный класс O2.5If*/WN6, что указывает на наличие азота, слабые эмиссионные линии и наличие линий поглощения гелия и водорода. Вклад излучения звезды-компаньона в спектр не удается различить. Звезда WR 25 недоступна для наблюдения невооруженным глазом из-за сильного поглощения света пылью туманности и вследствие наиболее интенсивного излучения в ультрафиолетовом диапазоне. Наблюдения WR 25 проводятся в рентгеновском и инфракрасном диапазонах.
WR 25 находится у западного края скопления Трюмплер 16, являющегося частью звёздной ассоциации Киль OB1, крупнейшей звёздной ассоциации Млечного Пути. Вследствие высокой светимости звезда воздействует на окружающую среду, что проявляется в виде наличия тонких длинных арок и волокон, движущихся от звезды.

╰ ── ── ── « . 💫 ֹ ⊹ ꒱

@Astro_cf_bot -✦- Буст

⟡ ° ˖ #адмтейк ⊹ ° ⟡ ₊
꒰ ⊹ ֹ 🪐 .   »  ── ── ── ╮
Титан — крупнейший спутник Сатурна, второй по величине спутник в Солнечной системе, является единственным, кроме Земли, телом в Солнечной системе, для которого доказано стабильное существование жидкости на поверхности, и единственным спутником планеты, обладающим плотной атмосферой. Поверхность Титана в основном состоит из водяного льда и осадочных органических веществ. Она геологически молодая и, в основном, ровная, за исключением небольшого количества горных образований и кратеров, а также нескольких криовулканов. Плотная атмосфера, окружающая Титан, не позволяла увидеть поверхность спутника долгое время — вплоть до прибытия аппарата «Кассини-Гюйгенс» в 2004 году.
Атмосфера преимущественно состоит из азота; также имеется небольшое количество метана и этана, которые образуют местный океан и облака, являющиеся источником жидких и, возможно, твёрдых осадков. На поверхности имеются метан-этановые озёра и реки. Давление у поверхности примерно в 1,5 раза превышает давление земной атмосферы. Температура у поверхности — минус 170—180 °C. Несмотря на низкую температуру, Титан сопоставляется с Землёй на ранних стадиях развития, и нельзя исключать, что на спутнике возможно существование простейших форм жизни; в частности, в подземных водоёмах, где условия могут быть гораздо комфортнее, чем на поверхности. В течение более двух столетий спутник оставался фактически безымянным, Гюйгенс называл новое небесное тело просто Сатурнова Луна. Некоторые астрономы называли его «Гюйгенсовым спутником» или просто «Huyghenian». После открытия Джованни Кассини ещё четырёх спутников Сатурна астрономы стали называть Титан Сатурном IV, так как он находился в четвёртой позиции от планеты. После 1789 года подобная методика присвоения названий была упразднена в связи с открытием новых спутников, часть из которых располагалась на более близких орбитах к планете, чем уже известные.
Имя «Титан» стало использоваться после публикации в 1847 статьи Джона Гершеля «Результаты астрономических наблюдений, сделанных на мысе Доброй Надежды». В этой статье астроном предложил назвать известные тогда семь спутников Сатурна именами сестёр и братьев Кроноса. Так как Сатурн и его спутники находятся вне зоны обитаемости, то возникновение высокоорганизованной жизни гипотетически невозможно, однако возможность возникновения простейших организмов не исключается учёными.
Несмотря на низкие температуры, на Титане существуют достаточные условия для начала химической эволюции. Плотная атмосфера из азота и наличие органических соединений является интересным объектом для исследования экзобиологами, так как похожие условия могли существовать на молодой Земле. Однако слишком низкие температуры предотвращают пребиотическое направление развития, в отличие от Земли.
Так же если на Титане существуют подземные воды то в них может существовать простая жизнь как на Европе, спутнике Юпитера.

╰ ── ── ── « . 💫 ֹ ⊹ ꒱

@Astro_cf_bot -✦- Буст

⟡ ° ˖ #адмтейк ⊹ ° ⟡ ₊
꒰ ⊹ ֹ 🪐 .   »  ── ── ── ╮
Протопланетарная туманность — астрономический объект, который недолго существует между моментом, когда среднемассивная звезда (1—8 солнечных масс) покинула асимптотическую ветвь гигантов, и последующей фазой планетарной туманности. Протопланетарная туманность светит в основном в инфракрасном диапазоне и является подтипом отражательных туманностей. Наименование «протопланетарная туманность» является не самым удачным, поскольку её можно спутать, например, с протопланетным диском. Сам термин «протопланетарная туманность» появился позже широко распространённого термина «планетарная туманность», которая также не имеет никакого отношения к планетам. Протопланетарные туманности были выделены в отдельный класс довольно поздно, потому что время их жизни невелико и количество подобных туманностей крайне мало. В 2005 году Sahai, Sánchez Contreras & Morris предложили термин «предпланетарная туманность», но он ещё не очень распространён. В 2001 Bujarrabal и др. нашли, что «взаимодействующие звёздные ветры» в модели Kwok и др. недостаточны, чтобы объяснить их наблюдения CO в протопланетарных туманностях. Наблюдения обнаруживали высокий импульс и энергию, отсутствующие в этой модели. Это побудило теоретиков заниматься исследованиями, мог ли сценарий дисковой аккреции, подобный модели, используемой, чтобы объяснить джеты от активных галактических ядер и молодых звёзд, объяснить высокую степень симметрии, замеченную во многих джетах в протопланетарных туманностях. В такой модели аккреционный диск формируется через двойные взаимодействия вещества и магнитного поля звезды между собой и является способом преобразовать гравитационную энергию в кинетическую энергию звёздного ветра. Если эта модель правильна, то это значит, что магнитогидродинамические эффекты определяют энергетику и соосность потоков в протопланетарных туманностях. Таким образом, возможно, что источником жёсткого излучения является не центральная звезда, а внутренние части быстровращающегося диска, которые разогревается до температуры 20 000 градусов.

╰ ── ── ── « . 💫 ֹ ⊹ ꒱

@Astro_cf_bot -✦- Буст

⟡ ° ˖ #адмтейк ⊹ ° ⟡ ₊
꒰ ⊹ ֹ 🪐 .   »  ── ── ── ╮

Рас Альгети или Альфа Геркулеса — кратная звезда в созвездии Геркулеса на расстоянии приблизительно 329 световых лет от Солнца. Возраст звезды определён как около 1,2 млрд лет. Рас Альгети — тройная звезда, состоящая из красного яркого гиганта спектрального класса M5, по размерам в 264—303 раз превышающего Солнце, меняющего блеск от 2,8 до 3,5m, и меньшей звезды 5-й звёздной величины, которая в свою очередь состоит из жёлтого гиганта и белой звезды главной последовательности. Альфа Геркулеса А является одной из крупнейших известных звёзд, видимых невооружённым глазом её размер лишь немногим меньше размера орбиты Марса. Пара разделена угловым расстоянием 5” и удалена от Солнца на расстояние 380 световых лет.
╰ ── ── ── « . 💫 ֹ ⊹ ꒱

@Astro_cf_bot -✦- Буст

⟡ ° ˖ #адмтейк ⊹ ° ⟡ ₊
꒰ ⊹ ֹ 🪐 .   »  ── ── ── ╮
J043947.08+163415.7 — сверхъяркий квазар, какое-то время считался самым ярким в ранней Вселенной с красным смещением z = 6,51. Расстояние до объекта составляет примерно 12,873 млрд световых лет. Яркость квазара эквивалентна примерно 600 триллионов светимости Солнц с гравитационным линзированием, без данного эффекта 11 триллионов. Связанная с квазаром сверхмассивная чёрная дыра имеет массу 700 миллионов солнечных масс. Этот квазар в январе 2019 года обнаружил космический телескоп «Хаббл».
Несмотря на яркость, Хаббл смог обнаружить его только потому, что на его внешний вид повлияло сильное гравитационное линзирование. Галактика, расположенная прямо между квазаром J043947.08+163415.7 и Землёй, отклоняет свет от квазара и заставляет его казаться в три раза больше и в 50 раз ярче, чем это было бы без эффекта гравитационного линзирования. Название квазара J043947.08+163415.7 было основано на данных фотометрического отбора и спектроскопии из обзора полушарий обсерватории UKIRT, телескопа Pan-STARRS 1, космического телескопа WISE. Последующие спектроскопические данные были получены из обсерватории MMT, Обсерватории Gemini и обсерватории Кека. В настоящее время астрономы анализируют подробный 20-часовой спектр, полученный с помощью Очень Большого Телескопа являющегося частью Европейской южной обсерватории, который позволит им определить химический состав и температуру межгалактического газа в ранней Вселенной. Астрономы используют Большой миллиметровый / субмиллиметровый массив Атакамы и надеются также наблюдать квазар с помощью космического телескопа Джеймса Уэбба. С помощью этих телескопов они смогут смотреть в окрестности сверхмассивной чёрной дыры и напрямую измерять влияние её гравитации на окружающий газ и звездообразование.
На основе данных наблюдений астрономы выяснили не только то, что в сверхмассивной чёрной дыре происходит аккреция вещества с чрезвычайно высокой скоростью, но также и то, что квазар может производить до 10 000 звёзд в год. Объекты, подобные J043947.08+163415.7, существовали в эпоху реионизации, когда излучение первых звёзд осветило окружавшие галактики облака нейтрального водорода и вызвало его частичную диссоциацию на электроны и протоны, сделав их прозрачными для видимого света. Изучение далекого квазара может помочь ученым лучше разобраться в том, как проходил этот процесс.

╰ ── ── ── « . 💫 ֹ ⊹ ꒱

@Astro_cf_bot -✦- Буст

⟡ ° ˖ #адмтейк ⊹ ° ⟡ ₊
꒰ ⊹ ֹ 🪐 .   »  ── ── ── ╮
Джеты — струи плазмы, вырывающиеся из центров таких астрономических объектов, как активные галактики, квазары и радиогалактики. Впервые такая струя была обнаружена в 1918 году. На настоящий момент релятивистские струи остаются недостаточно изученным явлением. Причиной появления таких струй часто является взаимодействие магнитных полей с аккреционным диском вокруг чёрной дыры или нейтронной звезды. Первым такую струю обнаружил астроном Гебер Кёртис в 1918 году.
Позже физик Стивен Хокинг сумел доказать, что такие выбросы происходят из чёрных дыр.
Зафиксировано достижение подобной струи Земли — событие AT2022cmc, зафиксированное в начале 2022 г, по параметрам больше всего похожее на так называемое событие приливного разрушения с релятивистскими струями. При наблюдении перемещения релятивистской струи на небесной сфере может возникнуть иллюзия движения со сверхсветовой скоростью. Однако возможно объяснение этого эффекта без нарушения принципов теории относительности. При самых первых попытках объяснения сверхсветового движения с помощью релятивистского направленного потока частиц возникло осложнение: удивительно большая доля компактных источников показывала сверхсветовое движение, в то время как на основании простых геометрических доводов получалось, что только несколько процентов таких объектов должно быть случайно ориентировано почти вдоль линии зрения. Присутствие симметричных протяжённых радиокомпонент предполагало, что они обеспечивались энергией от центрального источника двух симметричных лучей. Но трудно сравнить светимость приближающейся и удаляющийся компонент. Это очевидное различие обычно обсуждается в контексте модели с двойным истечением, когда излучение из ядра рассматривается как стационарная точка, где приближающийся релятивистский поток становится непрозрачным. Сверхсветовое движение наблюдается между этой стационарной точкой в сопле и движущимися волновыми фронтами или другими неоднородностями в выходящем релятивистском потоке.
Так называемые унифицированные модели, которые интерпретируют разнообразие наблюдаемых свойств как простые геометрические эффекты, оказались лишь частично успешными. В своей простейшей форме модели релятивистского прохождения лучей объясняют наблюдаемые отношения между кажущейся скоростью и доплеровским усилением светимости. Обсуждение сосредоточилось на природе объектов вне струи или родительской популяции. Считали, что радиогромкие квазары — это доплеровски усиленное подмножество гораздо большего числа оптически наблюдаемых квазаров, а в работе компактные источники рассматриваются как доплеровски усиленные компоненты протяжённых радиоисточников. Однако тщательные наблюдения радиоядер и выбросов не совместимы полностью с эффектами, ожидаемыми по простым моделям релятивистского выброса.
Компактные сверхсветовые выбросы всегда следуют в том же самом направлении, что и более протяжённые выбросы, включая, в некоторых случаях, оптические выбросы. Таким образом, для толкования появления компактных выбросов, с одной стороны, как результата различного доплеровского усиления двустороннего по природе своей релятивистского потока, очевидно, необходимо, чтобы крупномасштабные струи тоже двигались с релятивистской скоростью. Это выглядело бы весьма странным, так как трудно представить, как релятивистский поток может продолжать движение без изменений до нескольких килопарсек в сторону от центра движения. Однако измерения фарадеевского вращения плоскости поляризации разных деталей протяжённых радиоисточников показывают, что наименьшее вращение наблюдается со стороны с выбросом, как и предполагалось, если струя видна только на ближайшей стороне за счёт дифференциального доплеровского усиления.

╰ ── ── ── « . 💫 ֹ ⊹ ꒱

@Astro_cf_bot -✦- Буст