İçeriğe atla

Macellan Akıntısı

Macellan Köprüsü ile karıştırılmamalıdır.
Macellan Akıntısı
Nesne tipiGalaksiler arası yüksek hızlı bulut
Gözlem verisi (Dönem J2000.0)
TakımyıldızDorado, Mensa, Yontar Bunu Vikiveri'de düzenleyin
00sa 32d
Dik açıklık-30.0°
[Vikiveri'de düzenle]

Macellan Akıntısı, Büyük ve Küçük Macellan Bulutları'ndan Samanyolu'nun galaktik güney kutbuna doğru 100° boyunca uzanan yüksek hızlı gaz bulutları akıntısıdır. Akıntı, öncü kol (leading arm) olarak adlandırılan gazlı bir özelliğe sahiptir.[1] Macellan Akıntısı 1965 yılında gözlemlenmiş ve Macellan Bulutları ile ilişkisi 1974 yılında belirlenmiştir.

Keşif ve ilk gözlemler

Hubble gözlemlerinin LAB araştırması üzerine bindirilmiş haritası, Macellan Akıntısı kökeninin izini sürüyor.[2]

1965 yılında, Macellan Bulutları bölgesinde anormal hızda hareket eden gaz bulutları keşfedildi. Bu gaz, gökyüzünde en az 180 derece boyunca uzanır ve bu da yaklaşık 55 kpc (180.000 ly) mesafede 180 kpc'ye (600.000 ly) karşılık gelir. Gaz, Samanyolu'na göre oldukça paralel ve kutupsaldır. Hız aralığı çok büyüktür (Yerel durgunluk standardına göre -400 ila 400 km s−1) ve hız modelleri Samanyolu'nun geri kalanıyla uyumlu değildir. Bu nedenle, klasik bir yüksek hızlı bulut olarak tanımlanmıştır.

Gaz henüz haritalanmamış ve iki Macellan Bulutu ile bağlantısı tespit edilmemişti. Macellan Akıntısı, 1972 yılında Wannier ve Wrixon tarafından Macellan Bulutları yakınlarında Nötr Hidrojen (HI) gaz özelliği olarak keşfedildi.[3] Macellan Bulutları ile bağlantısı 1974 yılında Mathewson ve arkadaşları tarafından belirlendi.[4]

Macellan Bulutlarının yakınlığı, bireysel yıldızlarını ve paralakslarını ve ayrıca özdevinimini çözme yeteneği ile birlikte sonraki gözlemler, her iki bulutun tam 6 boyutlu faz uzayı bilgisini (enine hızlar için çok büyük göreceli hatalarla) sağladı. Bu, Büyük ve Küçük Macellan Bulutları'nın Samanyolu'na göre muhtemel geçmiş yörüngesinin hesaplanmasını mümkün kıldı. Hesaplama, örneğin 3 gökadanın biçimleri ve kütleleriyle, hareket eden nesneler arasındaki dinamik sürtünmenin doğası gibi büyük varsayımları gerektiriyordu. Bireysel yıldızların gözlemleri, yıldız oluşum tarihi hakkındaki ayrıntıları ortaya koydu.

Modeller

Macellan Akıntısı'nın oluşumunu açıklayan modeller 1980'den beri üretilmektedir. Hesaplama gücünün artmasıyla birlikte yapılan ilk modeller oldukça basitti, kendi kendine kütleçekimi yapamayan ve az sayıda parçacık içeren modellerdi. Çoğu model, Macellan Bulutları'na öncü bir özelliği öngörüyordu. Bu ilk modeller "gelgit" modelleri olarak adlandırılır. Tıpkı Dünya'daki gelgitlerin "etki eden" Ay'ın kütleçekim kuvveti ile oluşturulması gibi, modeller de parçacıkların tercihen çekildiği birbirine zıt iki yönü öngörüyordu, fakat öngörülen özellikler gözlemlenemedi. Bu, öncü bir unsura ihtiyaç duymayan, fakat kendi sorunları olan birkaç modele yol açtı. 1998 yılında, Parkes Gözlemevi'ndeki HIPASS ekibi tarafından yapılan tüm gökyüzü taramasını analiz eden bir çalışma, önemli yeni gözlemsel veriler üretti. Putman ve arkadaşları, Macellan Bulutları öncü yüksek hızlı bulut kütlesinin aslında Macellan Bulutları'na tamamen bağlı olduğunu keşfettiler. Dolayısıyla, "öncü kol" özelliğinin varlığı nihayet doğrulanmış oldu. Ayrıca, Lu ve arkadaşları (1998) ve Gibson ve arkadaşları (2000), akıntılar ve Macellan Bulutları arasındaki kimyasal benzerliği tespit ettiler.

Daha yeni ve giderek daha karmaşık hale gelen modellerin tümü, "öncü kol" varsayımını test etmiştir. Bu modeller, gelgit alanları aracılığıyla kütleçekim etkilerini yoğun bir şekilde kullanmaktadır. Bazı modeller şekillendirme mekanizması olarak çarpma basıncı soyulmasına da dayanır. Son modellerin çoğunda, Samanyolu'nun halesinden gelen sürüklenmenin yanı sıra gaz dinamikleri, yıldız oluşumu ve kimyasal evrim giderek daha fazla dahil edilmektedir. Küçük Macellan Bulutu, daha düşük kütleye sahip olduğu ve kütleçekimsel olarak daha az bağlı olduğu için, gelgit kuvvetlerinin çoğunlukla onu etkilediği düşünülüyor. Buna karşılık çarpma basıncı soyulması, daha büyük bir gaz rezervuarına sahip olduğu için Büyük Macellan Bulutu'nu daha çok etkilemektedir.

Son gözlemler

Hubble tarafından ölçülen Macellan Akıntısı'nın öncü kolu.[5]

2018 yılında yapılan bir araştırma, Macellan Akıntısı Öncü Kolu'ndaki gazın kimyasal bileşiminin, Büyük Macellan Bulutu'ndan ziyade Küçük Macellan Bulutu'nun bileşimine daha çok benzediğini doğruladı. Bu sonuç, akıntı boyunca parlayan arka plan kuasarlarından gelen ışığın incelenmesi ve bu ışığın, ya soğurulan ya da içinden geçen spektrumununun analiz edilmesiyle elde edildi.[6] Bu analiz, gazın büyük olasılıkla Küçük Macellan Bulutu'ndan geldiğini doğruladı ve böylece Büyük Macellan Bulutu'nun, Macellan Akıntısı üzerinde işleyen her iki bulut arasındaki kütleçekim çekişmesini "kazandığını" gösterdi.

2019 yılında gök bilimciler Gaia verilerini kullanarak genç yıldız kümesi Price-Whelan 1'i keşfettiler. Yıldız kümesi düşük bir metalliğe sahiptir ve Macellan Bulutları'nın öncü koluna aittir. Bu yıldız kümesinin keşfi, Macellan Bulutları'nın öncü kolunun Samanyolu'ndan 90.000 ışık yılı uzaklıkta olduğunu, yani daha önce düşünüldüğü kadar Samanyolu'na yakın olmadığını göstermektedir. Yıldız kümesi nispeten gençtir ve bu da öncü kolda yakın zamanda yıldız oluşumunun gerçekleştiğinin bir işaretidir.[7]

Ayrıca bakınız

Kaynakça

  1. ^ Nidever, David L.; Majewski, Steven R.; Burton, W. Butler (20 Mayıs 2008). "The Origin of the Magellanic Stream and Its Leading Arm". The Astrophysical Journal. 679 (1). ss. 432-459. arXiv:0706.1578 $2. Bibcode:2008ApJ...679..432N. doi:10.1086/587042. 
  2. ^ "Hubble finds source of Magellanic Stream". ESA/Hubble Press Release. 26 Aralık 2017 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 14 Ağustos 2013. 
  3. ^ Wannier, P; Wrixon, G.T. (Mayıs 1972). "An Unusual High-Velocity Hydrogen Feature". The Astrophysical Journal. Cilt 173. ss. L119-L123. Bibcode:1972ApJ...173L.119W. doi:10.1086/180930. 
  4. ^ Mathewson, D.S.; Cleary, M.N.; Murray, J.D. (Haziran 1974). "The Magellanic Stream". The Astrophysical Journal. Cilt 190. ss. 291-296. Bibcode:1974ApJ...190..291M. doi:10.1086/152875. 
  5. ^ "Hubble measures content of the leading arm of the Magellanic Stream". www.spacetelescope.org. 5 Nisan 2018 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 4 Nisan 2018. 
  6. ^ "Hubble Solves Cosmic 'Whodunit' with Interstellar Forensics". NASA-Hubblesite. 18 Haziran 2019 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 23 Mart 2018. 
  7. ^ "IoW_20200109 - Gaia - Cosmos". www.cosmos.esa.int. 19 Ocak 2023 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 10 Ocak 2020. 

İlave okumalar

Son modeller

Dış bağlantılar

  • Macellan Akıntısı, Günün Gökbilim Görüntüsü 25 Ocak 2010, Çeviri ve Düzenleme: Murat TUNÇAY - Tahir ŞİŞMAN

İlgili Araştırma Makaleleri

<span class="mw-page-title-main">Galaksi</span> kütle çekimiyle bir arada duran yıldız ve gök cismi öbeği

Galaksi veya gök ada, kütle çekimi kuvvetiyle birbirine bağlı yıldızlar, yıldızlararası gaz, toz ve plazmanın meydana getirdiği yıldızlararası madde ve şimdilik pek anlaşılamamış karanlık maddeden oluşan maddesel bir sistemdir. Tipik galaksiler 10 milyon ile bir trilyon arasındaki miktarlarda yıldız içerirler ve bir galaksinin içerdiği yıldızların hepsi o galaksinin kütle merkezini eksen alan yörüngelerde döner. Galaksiler uzayda tek yönlü hareket ederler, galaksilerin yörüngeleri yoktur. Galaksiler çeşitli çoklu yıldız sistemlerini, yıldız kümelerini ve çeşitli nebulaları da içerebilirler. Çevresinde gezegenler ve asteroitler gibi çeşitli kozmik cisimler dönen Güneş, Samanyolu Galaksisi'ndeki yıldızlardan yalnızca biridir.

<span class="mw-page-title-main">Andromeda Galaksisi</span> Andromeda Takımyıldızında bulunan sarmal bir galaksi

Andromeda Galaksisi, Andromeda Takımyıldızı'nda bulunan sarmal bir galaksidir. Mitolojik bir kavram olan Andromeda'nın Türkçedeki karşılığı, zincire vurulmuş kız anlamına gelmektedir. Ayrıca Messier 31, M31 ve NGC 224 olarak da bilinir. Galaksi, Spitzer Uzay Teleskobu'ndan elde edilen verilere göre bir trilyon yıldıza ev sahipliği yapmaktadır. Samanyolu galaksisi ile arasındaki uzaklık yaklaşık olarak 2,54 milyon ışık yılıdır. 2006 ölçümlerine göre Samanyolu, Andromeda'nın kütlesinin ancak ~80%'ine sahiptir. Andromeda'nın bir diğer özelliği ise çıplak göz ile Dünya'dan görülebilen en uzak gök cismi olmasıdır. Ayrıca Samanyolu'na en yakın büyük galaksidir.

<span class="mw-page-title-main">NGC 221</span> cüce galaksi

Messier 32 veya NGC 221, Andromeda takımyıldızı bölgesinde yaklaşık olarak 2,5 MIy uzaklıkta bulunan bir cüce eliptik gökadadır. Guillaume Le Gentil tarafından 23 Ocak 1874 tarihinde keşfedildi. Halton Arp tarafından görüntülenmiş ve Arp 168 olarak "Dağınık karşı kuyruklara sahip gökadalar" kategorisi altında Tuhaf Gökadalar Atlası'na dahil edilmiştir. Meşhur Andromeda Gökadası'nın bir uydusudur.

<span class="mw-page-title-main">Düzensiz galaksi</span> Galaksi çeşidi

Düzensiz gökada, sarmal veya eliptik gökadaların aksine belirgin bir düzgün şekle sahip olmayan gökadalardır. Düzensiz gökadalar, Hubble düzeninin hiçbir düzenli sınıfına girmezler ve genellikle ne bir çekirdek şişkinliği, ne de herhangi bir sarmal kol yapısı izi olmaksızın kaotik bir görünüme sahiptirler.

<span class="mw-page-title-main">NGC 1569</span> galaksi

NGC 1569, Zürafa takımyıldızı bölgesinde yaklaşık olarak 10,95 MIy (3,36 Mpc)uzaklıkta bulunan bir cüce düzensiz gökadadır. William Herschel tarafından 4 Kasım 1788 tarihinde keşfedildi. Halton Arp tarafından görüntülenmiş ve Arp 210 olarak "Düzensizliklere, emilime ve çözülüme sahip gökadalar" kategorisi altında Tuhaf Gökadalar Atlası'na dahil edilmiştir. Her ne kadar amatör gök bilimcilerin pek ilgisini çekmese de, uzmanlar tarafından yıldızların oluşumları ile ilgili olarak yoğun bir biçimde incelenmektedir. Gökadanın uzaklığı önceleri 7,82 MIy (2,4 Mpc) olarak tahmin edilmekteydi. Ancak 2008 yılında Hubble'ın görüntülerini inceleyen bilim insanları, gökadanın uzaklığını yaklaşık 11 milyon ışık yılı olarak hesapladılar. Böylece gökadanın, IC 342/Maffei 1 Kümesi'nin bir üyesi olduğu gösterildi.

<span class="mw-page-title-main">Küresel yıldız kümesi</span> galaksi merkezi etrafında dolanan yıldızların, küresel bir bileşimi

Küresel yıldız kümesi, galaksi merkezi etrafında uydu gibi dolanan, yıldızların küresel bir bileşimidir. Küresel yıldız kümeleri yerçekimi ile bir arada durabilirler. Yerçekimi sayesinde küresel bir şekle ve göreceli olarak merkeze doğru artan bir madde yoğunluğuna sahiplerdir. Yıldız kümesinin bir alt kategorisi olan küresel yıldız kümesi, Latince bir sözcük olan ve küçük küre anlamına gelen globulus kelimesinden türetilmiştir.

<span class="mw-page-title-main">Önyıldız</span>

Önyıldız ya da protostar, yıldızlar arası ortamda, dev bir moleküler bulutun gazlarının daralmasıyla meydana gelen büyük bir kütledir. Önyıldız, yıldız evrimi sürecindeki en erken evredir. Bu oluşum, Güneş kütleli yıldız için yaklaşık 10 milyon yıl sürer. Süreç, moleküler bir bulutun kendiliğinden kütleçekimi kuvveti altında çöktüğü zaman başlar. Artan yıldız kütlesinin radyasyon enerjisine dönüşümünü gösteren süpersonik güneş rüzgarı biçimi olan T Tauri rüzgarı, önyıldızın oluşacağını gösterir.

<span class="mw-page-title-main">Yerel Grup</span> Samanyolunu da kapsayan ve 35in üzerinde üyesi bulunan gökadalar grubu

Yerel Grup, Samanyolu Gökadası'nı da barındıran bir gökada grubudur. Çapı yaklaşık olarak 3 milyon parsek (10 milyon ışık yılı; 9×1019 kilometre) ve toplam kütlesi ise 2×1012 güneş kütlesi (4×1042 kg) civarındadır. "Dambıl" şeklinde iki gökada topluluğundan oluşur. Samanyolu ve ona bağlı cüce gökadalar bir lobu, Andromeda Gökadası ve ona bağlı cüce gökadalar ise diğer lobu oluşturur. Bu iki topluluk birbirinden yaklaşık 800 kiloparsek (3×10^6 ly; 2×1019 km) uzaklıktadır ve birbirlerine doğru 123 km/s hızla hareket etmektedir. Yerel Grup, daha büyük olan Başak Süperkümesi'nin bir parçasıdır ve bu da Laniakea Süperkümesi'nin bir parçası olabilir. Samanyolu bazı gökadaları gizlediği için Yerel Grup'taki tam sayı bilinmemekle birlikte, en az 80 üyesi olduğu tahmin edilmektedir ve bunların çoğu cüce gökadalardır.

<span class="mw-page-title-main">Cüce galaksi</span> İçinde birkaç milyar yıldıza ev sahipliği yapan galaksilere verilen addır

Bir cüce galaksi, yaklaşık 1000 ila birkaç milyar yıldızdan oluşan galaksilere verilen isimdir; Samanyolu'nun 200-400 milyar yıldızına kıyasla bu sayı oldukça sınırlıdır. Samanyolu'nun yakın çevresinde yer alan ve 30 milyardan fazla yıldız içeren Büyük Macellan Bulutu kimi zaman bir cüce galaksi olarak sınıflandırılırken, kimileri de onu tam anlamıyla bir galaksi olarak kabul etmektedir. Cüce galaksilerin oluşum ve faaliyetlerinin daha büyük galaksilerle olan etkileşimlerden büyük ölçüde etkilendiği düşünülmektedir. Gök bilimciler şekillerine ve bileşimlerine göre çok sayıda cüce galaksi türü tanımlamaktadır.

<span class="mw-page-title-main">Küçük Macellan Bulutu</span> cüce galaksi

Küçük Macellan Bulutu (KMB), Samanyolu Gökadası yakınlarında bulunan bir cüce düzensiz gökadadır. D25 izofotal çapı yaklaşık 5,78 kiloparsek olan KMB'nin içinde birkaç yüz milyon yıldız bulunmaktadır. Toplam kütlesi yaklaşık olarak 7 milyar güneş kütlesidir. Yaklaşık 200.000 ışık yılı uzaklıkta bulunan KMB, Samanyolu'nun en yakın gökada komşularından ve çıplak gözle görülebilen en uzak nesnelerden biridir.

<span class="mw-page-title-main">NGC 6822</span> galaksi

NGC 6822, Yay takımyıldızı yönünde yaklaşık olarak 1,6 milyon ışık yılı uzaklıkta bulunan bir çubuklu düzensiz galaksidir. Yerel Grup'un bir parçası olan galaksi, Edward Emerson Barnard tarafından 17 Ağustos 1884 yılında keşfedilmiştir. Samanyolu'na en yakın galaksilerden biridir. Küçük Macellan Bulutu ile benzer bir yapı ve kompozisyona sahiptir.

<span class="mw-page-title-main">Büyük Macellan Bulutu</span> galaksi

Büyük Macellan Bulutu, bir zamanlar Samanyolu gökadasının uydusu olduğu düşünülmüş olan yakın bir gökadadır. 50 kiloparsekten(≈160,000 ışık yılı) birazcık daha az mesafedeki Büyük Macellan Bulutu, Samanyolu merkezine yakın uzanan Yay Eliptik Cüce Gökadası (~ 16 kiloparsek) ve Büyük Köpek Cüce Gökadalarından (~ 12.9 kiloparsek) sonra Samanyolu'na en yakın üçüncü gökadadır. Güneş kütlesinin yaklaşık 10 milyar katı (1010 güneş kütlesi) büyüklüğünde bir kütleye sahiptir, bu da Samanyolu'nun yaklaşık yüzde biri kütleye sahip olduğunu gösterir. Büyük Macellan Bulutu, Yerel Grup'taki en büyük gökada Andromeda Gökadası (M31), ikinci sıradaki Samanyolu Gökadası ve üçüncü sıradaki Üçgen Gökadası'ndan (M33) sonra Yerel Grup'taki dördüncü en büyük gökadadır.

<span class="mw-page-title-main">Galaktik gelgit</span>

Samanyolu Galaksi'si gibi galaksilerin yerçekimsel alanına maruz kalan cisimlere etki eden gelgit dalgaları galaktik gelgit olarak bilinmektedir. Galaktik çarpışmalar, cüce galaksi ya da uydu galaksileri ve Samanyolu Galaksisi'nin Güneş Sistemimizde bulunan Oort bulutundaki gelgit etkisi yaratmaktadır.

<span class="mw-page-title-main">DR 21</span>

DR 21, Kuğu takımyıldızı bölgesinde bulunan ve 1966 yılında Downes ve Rinehart tarafından bir radyo sürekliliği kaynağı olarak keşfedilen büyük bir moleküler buluttur. DR 21, Dünya'dan yaklaşık olarak 6.000 ışık yılı uzaklıkta bulunur ve 80 ışık yılı boyunca uzanır. Bölge yüksek oranda yıldız oluşumu içerir ve Cygnus X yıldız oluşum bölgesi ile ilişkilidir. Tahmini kütlesi 1.000.000 M☉ olarak hesaplanır.

<span class="mw-page-title-main">Solgun galaksi</span> sarmal kolları ve diski arasındaki düşük kontrast ile karakterize edilen bir tür sarmal gökada

Solgun (anemik) gökada, sarmal kolları ve diski arasındaki düşük kontrast ile karakterize edilen bir tür sarmal gökadadır. Bu terim 1976 yılında Kanadalı gökbilimci Sidney van den Bergh tarafından gaz bakımından zengin, yıldız oluşturan sarmal gökadalar ile gaz bakımından fakir, etkin olmayan merceksi gökadalar arasında bir ara form olan gökadaları sınıflandırmak için icat edildi.

<span class="mw-page-title-main">Klasik Sefe değişeni</span> değişen yıldız türü

Klasik Sefeler, bir Sefe değişeni yıldız türüdür. Birkaç gün ila birkaç hafta arasında değişen periyotlarla ve görsel genlikleri birkaç ondalık büyüklükten yaklaşık 2 büyüklüğe kadar düzenli radyal zonklamalar sergileyen genç, popülasyon I değişen yıldızlardır. Klasik Sefeler aynı zamanda Popülasyon I Sefeleri, Tip I Sefeler ve Delta Sefe değişenleri olarak da bilinirler.

<span class="mw-page-title-main">Yüksek hızlı bulut</span> hızı 90 km/sden fazla olan moleküler bulut

Yüksek hızlı bulutlar, Samanyolu ve diğer gökadaların galaktik halesi boyunca bulunan büyük gaz topluluklarıdır. Yerel durgunluk standardı (LSR) sistemine göre kitlesel hareketleri saatte 200.000 kilometreyi aşan hızlarda ölçülmüştür. Bu gaz bulutları, Güneş kütlesinin milyonlarca katı kütleye sahip olabilir ve gökyüzünün geniş bir kısmını kaplayabilirler.

<span class="mw-page-title-main">Macellan Köprüsü</span> İki Macellan bulutunu birbirine bağlayan nötr hidrojen gazı akışı

Macellan Köprüsü, iki Macellan Bulutu'nu birbirine bağlayan ve içinde bilinen birkaç yıldız bulunan nötr hidrojen akıntısıdır. 1963 yılında J. V. Hindman ve arkadaşları tarafından keşfedilmiştir. Macellan Bulutları'nı Samanyolu'na bağlayan Macellan Akıntısı ile karıştırılmamalıdır.

<span class="mw-page-title-main">Galaksi birleşmesi</span> iki galaksinin birleşerek tek bir galaksi haline geldiği süreç

Galaksi birleşmeleri, iki galaksinin çarpışmasıyla meydana gelebilecek kozmik bir olaydır. Bu olaylar, galaksiler arasındaki etkileşimlerin en şiddetli türüdür. Galaksiler arasındaki kütleçekimsel etkileşimler ve gaz ile toz arasındaki sürtünme, etkilenen galaksiler üzerinde önemli etkilere sahiptir. Bununla birlikte bu tür birleşmelerin kesin etkileri; çarpışma açıları, hızlar ve gök cisimlerinin göreli boyutu/bileşimi gibi çok çeşitli parametrelere bağlıdır ve şu anda oldukça aktif bir araştırma alanıdır. Galaksi birleşmeleri önemlidir çünkü birleşme oranı galaksi evriminin temel bir ölçüsüdür ve aynı zamanda gök bilimcilere galaksilerin uzun zaman dilimlerinde nasıl şekillendiği hakkında ipuçları sağlar.

<span class="mw-page-title-main">Uydu galaksi</span> kütleçekimsel etki nedeniyle daha büyük bir gökadanın yörüngesinde dönen yoldaş gökada

Uydu gökada, daha büyük kütleli ve parlak bir konak gökadanın kütleçekimsel potansiyeli içinde bağlı yörüngelerde hareket eden daha küçük bir yoldaş gökadadır. Tıpkı Güneş Sistemi'ndeki gezegenlerin Güneş'e kütleçekimsel olarak bağlı olması gibi, uydu gökadalar ve bileşenleri de konak gökadalarına bağlıdır. Çoğu uydu gökada cüce gökada olsa da, büyük gökada kümelerinin uydu gökadaları çok daha büyük bir kütleye sahip olabilir. Samanyolu'nun etrafında en büyüğü Büyük Macellan Bulutu olmak üzere elliye yakın uydu gökada dönmektedir.


Bu sayfa, bu Vikipedi makalesine dayanmaktadır.
Metin, CC BY-SA 4.0 lisansı altında mevcuttur; ek koşullar uygulanabilir.
Görseller, videolar ve sesler kendi lisansları altında mevcuttur.