Magellán-felhők

A Magellán-felhők a Tejútrendszer  két legnagyobb műholdgalaxisa : a Nagy Magellán-felhő és a Kis Magellán-felhő . Gravitációs kötődésűek, közös semleges hidrogén héjuk és még néhány közös szerkezetük van – ezek összességét Magellán-rendszernek nevezik.

A Nagy Magellán-felhő 50 kiloparszekre van a Tejútrendszer központjától, a Kis Magellán-felhő pedig 56 kiloparszek. Ezt a két galaxist gyakran szabálytalannak minősítik , azonban van némi rend a Nagy Magellán-felhő szerkezetében, és helyesebben a Magellán-spirálgalaxisoknak tulajdonítják .

Galaxisunkhoz képest a Magellán-felhőkben, különösen a kicsiben, nagyobb a csillagközi gáz tömeghányada, és kisebb a nehéz elemek mennyisége. A kémiai összetételbeli különbségek azt mutatják, hogy a Magellán-felhőkben nem volt kezdetben olyan csillagkeletkezési kitörés, amelyben nagyszámú csillag keletkezett, mint a Tejútrendszerben.

A galaxisokon kívül a Magellán-rendszer számos kapcsolódó szerkezetet is tartalmaz: ezek a 180 kiloparszek hosszan húzódó Magellán-gázáram, a galaxisokat összekötő gázokból és csillagokból álló Magellán-híd , valamint a semleges hidrogén közös héja.

Jellemzők

A Magellán-felhők a Tejútrendszer két legnagyobb műholdgalaxisa : a Kis Magellán-felhő (LMC) és a Nagy Magellán-felhő (LMC) [1] . Meglehetősen közel vannak egymáshoz, és gravitációsan kötődnek. A Magellán-felhőkből nyúlik ki a Magellán-patak – semleges hidrogén hosszúkás szerkezete . Ezen kívül ennek a galaxispárnak van egy közös semleges hidrogénhéja [2] [3] , és közöttük van egy csillagokból és gázokból álló "híd" - a Magellán-híd [4] . E galaxisok összességét és közös szerkezeteiket Magellán-rendszernek nevezik [5] .

Galaxisok

A Nagy Magellán-felhő 50 kiloparszekre van a Tejútrendszer központjától, a Kis Magellán-felhő pedig 56 kiloparszek [comm. 1] , a Magellán-felhők távolsága pedig 21 kiloparszek [7] . Ezt a két galaxist gyakran szabálytalannak minősítik , azonban a Nagy Magellán-felhőnek van valamilyen szerkezeti rendje, és helyesebb a Magellán-spirálgalaxisokra hivatkozni [8] .

A Magellán-felhők néhány paramétere [9]
BMO IMO
Deklináció ( J2000 ) [10] [11] −69° 45′ 22″ −72° 48′ 01″
Right Ascension (J2000) [10] [11] 5 óra  23 perc  34,6 s 0 óra  52 perc  38,0 s
Távolság a Naptól 50 kpc 59 kpc
Átmérő [12] [13] 9,9 kpc 5,8 kpc
Súly [14] 0,6—2⋅10 10 M ⊙ 3—5⋅10 9 M ⊙
Semleges atomos hidrogén tömege 7⋅10 8 M ⊙ 5⋅10 8 M ⊙
A molekuláris hidrogén tömege 10 8 M ⊙ 7,5⋅107M⊙ _ _ _
Csillagok száma [15] 5⋅10 9 1,5⋅10 9
Fémesség [Fe/H] −0.30 −0,73
Abszolút magnitúdó ( V ) −18,5 m _ −17,07 m _
Látszólagos magnitúdó (V) + 0,4 m + 1,97 m
Színindex B−V + 0,52 m + 0,61 m
Az égen látható szögméretek [10] [11] [comm. 2] 5,4° × 4,6° 2,6° × 1,6°
Összetétel és csillagpopuláció

Galaxisunkhoz képest a Magellán-felhőkben, különösen a kicsiben, nagyobb a csillagközi gáz tömeghányada: az LMC-ben a semleges hidrogén aránya többszöröse, mint a Tejútrendszerben, az MMO-ban pedig egy rend. nagyságrenddel magasabb. Ezzel szemben a Magellán-felhők nehézelem-tartalma sokkal alacsonyabb, mint a Tejútrendszerben [3] . Ismeretes, hogy a csillagközi kihalás a Magellán-felhőkben rövid hullámokban élesebben növekszik, mint a Tejútrendszerben, ami a kémiai összetételbeli különbségeknek tudható be [18] .

A kémiai összetételbeli különbségek azt mutatják, hogy a Magellán-felhőkben nem volt kezdetben olyan csillagkeletkezési kitörés, amelyben nagyszámú csillag keletkezett, mint a Tejútban, hanem a Magellán-felhőkben a csillagképződés a Tejútrendszerrel egyidőben kezdődött. , mert a Magellán-felhőkben is megfigyelhetők régi tárgyak [3] . A csillagképződés üteme a Nagy Magellán-felhőben 3-5 milliárd évvel ezelőtt jelentősen megnövekedett. A Kis Magellán-felhő az evolúció korábbi szakaszában van, mint a Nagy, és alacsonyabb a csillagkeletkezési üteme [19] .

Csillaghalmazok és csillagképző régiók

A Magellán-felhők csillaghalmazrendszerei eltérnek a Tejútrendszerétől. Galaxisunk csillagokban gazdag gömbhalmazai 12 milliárd évesnél idősebb objektumok, míg a Magellán-felhőkben két csillagban gazdag halmaz található. Egyes halmazok hasonlítanak a galaxisunkban található gömbhalmazokhoz: vörös színűek , alacsony a fémességük , és némelyikükben RR Lyrae változók is megfigyelhetők . Más halmazok kékebbek és 1 milliárd évesnél fiatalabbak: ebben hasonlítanak a nyílt halmazokhoz , de sokkal több csillagot tartalmaznak, nagyobbak és gömb alakúak. Az ilyen objektumokat fiatal népes klasztereknek nevezik , hasonló objektumok a Tejútrendszerben ismeretlenek [20] .  A Magellán-felhők nyitott klaszterei általában hasonlóak a galaxisunkban lévőkhöz [21] .

A Nagy Magellán-felhő tartalmazza az egész helyi csoport legfényesebb H II régióját , a 30 Doradus -t, más néven Tarantula-ködöt. Átmérője 200 parszek , középpontja közelében egy fiatal és nagyon masszív R136 csillaghalmaz [22] [23] . Ez a halmaz nagyon nagy tömegű csillagokat tartalmaz, köztük az összes ismert közül a legnagyobb tömegűt - R136a1 , amelynek tömege 265 M⊙ [17] [24] .

Változócsillagok

A Magellán-felhőkben különböző típusú változócsillagok figyelhetők meg . Például a cefeidák periódusai átlagosan rövidebbek, mint a galaxisunkban élőké. Nyilvánvalóan ez a Magellán-felhők alacsonyabb fémességének köszönhető, aminek köszönhetően a kisebb tömegű csillagok kefeidákká válhatnak, mint a Tejútrendszerben [25] .

1987-ben regisztrálták a megfigyelések történetének egyetlen szupernóváját a Nagy Magellán-felhőben, az SN 1987A . Az 1604-es szupernóva óta ez áll hozzánk a legközelebb [26] .

Mozgás

A Magellán-felhők egymáshoz képest 900 millió éves periódussal forognak, a Tejút körül pedig 1,5 milliárd év alatt tesznek meg egy forradalmat [27] . Az elmúlt néhány keringési periódusban a galaxisok 2-7 kiloparszekus távolságra közeledtek egymáshoz – a legutóbbi közeledés 200 millió évvel ezelőtt történt. A galaxisok közötti maximális távolság orbitális mozgásuk során elérheti az 50 kiloparszeket [28] .

Környező galaxisok

Két galaxison kívül a Magellán-rendszerhez különféle struktúrák kapcsolódnak: a Magellán-folyam , a Magellán-híd és egy közös semleges hidrogénhéj [5] . Mindezek a szerkezetek a Magellán-rendszer összes semleges atomos hidrogénjének 37%-át tartalmazzák [29] .

Magellán-patak

A Magellán-felhőkből – a Magellán-folyamból – hosszúkás gázáram árad . Körülbelül 180 kiloparszek (600 ezer fényév ) hosszú, és mindkét irányban elhalad a Magellán-felhőktől: mozgásuk irányában és ellene. Az égi szférán a Magellán-folyam legalább 180°-os ívet foglal el, és áthalad a Galaxis déli pólusán . A Magellán-áramlat csak a rádió hatótávolságában figyelhető meg, csillagokat nem figyelnek meg benne [27] [30] . Tömege 5⋅10 8 M ⊙ [31] , a Magellán-folyam anyaga a Tejútrendszerbe áramlik: semleges hidrogénnél évi 0,4 M ⊙ , ionizált hidrogénnél legalább ugyanennyi [29] .

A Magellán-áramlat az egyik Magellán-felhő anyagából jött létre - valószínűleg a kicsiké, de ennek a folyamatnak a pontos mechanizmusa nem ismert. Feltételezhető, hogy a Kis Magellán-felhő a fejnyomás miatt is veszített tömegébőla Tejútrendszer korongján való utolsó áthaladás során, vagy a Felhők egymással vagy galaxisunkkal való árapály-kölcsönhatásai eredményeként [27] [30] .

Magellán híd

A Magellán-híd egy gázból és csillagokból álló szerkezet, amely összeköti a Magellán-felhőket [4] [32] . A benne lévő semleges hidrogén tömege 3,3⋅10 8 M ⊙ , az ionizált hidrogéné pedig 0,7-1,7⋅10 8 M ⊙ . Néha, a Magellán-hídtól külön-külön, az úgynevezett Kis Magellán-felhő farkát ( angolul Small Magellan Cloud Tail ) veszik figyelembe - egy olyan területet, amely a Kis Magellán-felhőhöz kapcsolódik. A farok különösen abban különbözik a hídtól, hogy lényegesen kisebb az ionizált gáz aránya [29] .  

Úgy gondolják, hogy a Magellán-híd 200 millió évvel ezelőtt alakult ki, a Felhők utolsó konvergenciája során. Az árapály-erők hatására a Kis Magellán-felhő tömegének egy része alkotta ezt a szerkezetet. A Hídban van egy fiatal csillagpopuláció, amely a Híd megjelenése után alakult ki, és egy régebbi, amely 400 millió és 5 milliárd év közötti csillagokat tartalmaz [29] [32] [33] . Több csillaghalmazt is felfedeztek Mostban [34] .

Semleges hidrogén közös héja

A Nagy és Kis Magellán-felhőknek van egy közös semleges hidrogénhéja, amelynek szögmérete több tíz fok [35] . Egy ilyen szerkezet jelenléte azt jelzi, hogy a Felhők már régóta gravitációs kötöttek [5] .

Rendszerfejlődés

Nem ismert, hogy a Magellán-felhők eredetileg galaxispárként jöttek létre, vagy csak viszonylag nemrégiben váltak galaxispárokká [36] . Úgy gondolják, hogy a galaxisok legalább 7 milliárd éve gravitációs kötésben voltak [5] .

Mindkét galaxis modern paramétereit jelentősen befolyásolta egymással és galaxisunkkal való kölcsönhatásuk története. Például a Nagy Magellán-felhő eredetileg egy vékony, rúd nélküli korong volt, de az elmúlt 9 milliárd év során az e két galaxissal való árapály-kölcsönhatások következtében a Nagy Magellán-felhőben egy rúd és egy halo alakult ki, és a vastagság a lemez megnőtt [36] [37] .

A jövőben a Magellán-felhők egyesülnek galaxisunkkal. A Nagy Magellán-felhő esetében az egyesülés legvalószínűbb ideje 2,4 milliárd év, ami korábbi, mint a Tejútrendszer és az Androméda-galaxis várható ütközése [38] [39] .

Tanulmánytörténet

A Magellán-felhőket az ókor óta ismerték a déli félteke lakói . Különböző népek kultúrájában tükröződtek: például egyes dél-amerikai törzsek nandu madarak tollaiként , az ausztrál őslakosok  pedig két óriásként ábrázolták őket, akik néha az égből szállnak alá, és megfojtják az alvó embereket [40] [41] .

Az északi féltekén legalább a Kr. u. 10. századra. e. A Magellán-felhőket As-Sufi ismerte . A navigátorok számára a Magellán-felhők azért voltak érdekesek, mert a világ déli sarkának közelében találhatók, amelynek közelében nincsenek fényes csillagok [40] [42] .

A Magellán-felhők mai nevüket Fernand Magellán tiszteletére kapták , aki 1519-1522 között megkerülte a világot . A Magellán csapatának egyik tagja, Antonio Pigafetta adott leírást ezekről a tárgyakról. Ráadásul Pigafetta helyesen feltételezte, hogy a Magellán-felhők egyedi csillagokból állnak [40] .

1847-ben John Herschel katalógust adott ki a Kis Magellán-felhőben 244, a Nagy Magellán-felhőben pedig 919 egyedi objektumról, koordinátákkal és rövid leírásokkal. 1867-ben Cleveland Abbe először javasolta, hogy a Magellán-felhők a Tejútrendszertől különálló galaxisok [ 43] [44] .

1904 óta a Harvard Obszervatórium alkalmazottai elkezdték felfedezni a cefeidákat a Magellán-felhőkben. 1912-ben Henrietta Leavitt , aki szintén a Harvard Obszervatóriumban dolgozott, felfedezte a Magellán-felhők összefüggését a periódus és a kefeidák fényessége között [45] . Ez az arány később fontos szerepet kezdett játszani a galaxisok közötti távolságok mérésében. 1914 óta a Lick Obszervatórium csillagászai elkezdték szisztematikusan mérni a Magellán-felhők emissziós ködeinek sugárirányú sebességét. Kiderült, hogy ezeknek az objektumoknak nagy pozitív radiális sebessége van - ez bizonyíték arra, hogy a Magellán-felhők elkülönülnek a Tejútrendszertől. Ezt a három felfedezést, valamint a semleges hidrogén rádióteleszkópokkal történő észlelését a Magellán-felhőkben és környékén Harlow Shapley 1956-ban a Magellán-felhőkhöz kapcsolódó legfontosabb vívmányokként nevezte meg. Emellett számos más felfedezést is feljegyezt: például különféle csillagpopulációk felfedezését a Magellán-felhőkben [42] [46] . Különféle csillagászat szempontjából fontos felfedezések bizonyultak lehetségesnek, különösen amiatt, hogy a Magellán-felhők meglehetősen közel helyezkednek el a Tejútrendszerhez, ugyanakkor eltávolítják őket annak korongjáról, és gyengén érinti őket a csillagközi abszorpció . ; ráadásul a Föld és a Magellán-felhők objektumai közötti távolságok közel azonosak, így az ott megfigyelt objektumok látszólagos csillagmagasságainak különbsége megegyezik az abszolút csillagnagyságuk különbségével . Ezen okok miatt Shapley a Magellán-felhőket "a csillagászati ​​módszerek műhelyének" nevezte [3] [27] .

Később a 20. században is számos felfedezés történt: például felfedezték a Magellán-áramot, röntgenforrásokat fedeztek fel a Magellán-felhőkben, a Felhők porkomponensét pedig az IRAS űrteleszkóppal vizsgálták [ 47] .

Jegyzetek

Megjegyzések

  1. ↑ Ezeknek a galaxisoknak a távolsága a Naptól 50, illetve 59 kiloparszek [6] .
  2. ↑ A lineáris méret és a szögméret értékei nem egyeznek meg egymással, mivel a lineáris méretet a 25 m per négyzetmásodperc izofóta jelzi a B fotometriai sávban , és a szögméretet a B fotometriai sávban. az égen látható méret [16] [17]

Források

  1. ↑ A SMASH legmélyebb, legszélesebb kilátása a Nagy Magellán-  felhőre . www.noirlab.edu . Letöltve: 2022. március 26.
  2. ↑ Zharov V.E. Magellán-felhők . Nagy Orosz Enciklopédia . Letöltve: 2022. március 24.
  3. ↑ 1 2 3 4 Efremov Yu. N. Magellán-felhők . Asztronet . Letöltve: 2022. március 24.
  4. ↑ 1 2 Koroljev V. „Csillaghidat” találtak a Magellán-felhők között . N+1 . Letöltve: 2022. március 24.
  5. ↑ 1 2 3 4 Westerlund, 1997 , p. 21.
  6. ↑ van den Bergh, 2000 , pp. 145-146.
  7. ↑ van den Bergh, 2000 , pp. 93., 143., 145.
  8. ↑ Wilcots EM Magellán típusú galaxisok az Univerzumban . — 2009-03-01. - T. 256 . – S. 461–472 . - doi : 10.1017/S1743921308028871 .
  9. ↑ van den Bergh, 2000 , pp. 93, 142-143, 145.
  10. ↑ 123 LMC . _ _ SIMBAD . Letöltve: 2022. augusztus 12.
  11. ↑ 123 SMC . _ _ SIMBAD . Letöltve: 2022. augusztus 12.
  12. ↑ Eredmények a Large Magellan Cloud (LMC) objektumra . ned.ipac.caltech.edu . Letöltve: 2022. augusztus 16.
  13. ↑ A Kis Magellán-felhő (SMC) objektum eredményei . ned.ipac.caltech.edu . Letöltve: 2022. augusztus 16.
  14. ↑ Harris J., Zaritsky D. Vörös óriások spektroszkópiai felmérése a kis Magellán-felhőben. I. Kinematika  (angol)  // The Astronomical Journal. — 2006-05. — Vol. 131 , iss. 5 . — P. 2514–2524 . — ISSN 1538-3881 0004-6256, 1538-3881 . - doi : 10.1086/500974 . Archiválva az eredetiből 2022. március 26-án.
  15. ↑ Zharov V.E. Magellán-felhők . Nagy Orosz Enciklopédia . Letöltve: 2022. március 24. Az eredetiből archiválva : 2022. március 24..
  16. ↑ RC3 – Fényes galaxisok harmadik referenciakatalógusa . heasarc.gsfc.nasa.gov . Letöltve: 2022. augusztus 16.
  17. ↑ 1 2 Hodge P.W. Magellanic Cloud  . Encyclopedia Britannica . Letöltve: 2022. március 24. Az eredetiből archiválva : 2015. május 2.
  18. ↑ van den Bergh, 2000 , pp. 134-136.
  19. ↑ van den Bergh, 2000 , pp. 126, 142.
  20. ↑ Westerlund, 1997 , pp. 43-46.
  21. ↑ Csillaghalmaz  . _ Encyclopedia Britannica . Letöltve: 2022. március 29.
  22. ↑ Westerlund, 1997 , pp. 202-220.
  23. ↑ van den Bergh, 2000 , pp. 112-115.
  24. ↑ Crowther PA, Schnurr O., Hirschi R., Yusof N., Parker RJ Az R136 csillaghalmazban több olyan csillag is található, amelyek egyéni tömege nagymértékben meghaladja az elfogadott 150 milliós csillagtömeghatárt  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  . — Oxf. : Wiley-Blackwell , 2010. - október 1. ( 408. kötet ). — P. 731–751 . — ISSN 0035-8711 . - doi : 10.1111/j.1365-2966.2010.17167.x . Az eredetiből archiválva : 2022. március 20.
  25. ↑ van den Bergh, 2000 , pp. 115-120, 149-152.
  26. ↑ van den Bergh, 2000 , pp. 129-133.
  27. ↑ 1 2 3 4 Magellán-felhők . Swinburne Műszaki Egyetem . Hozzáférés időpontja: 2022. április 16.
  28. ↑ Yoshizawa AM, Noguchi M. A Kis Magellán-felhő dinamikus evolúciója és csillagkeletkezési története: a Galaxissal és a Nagy Magellán-felhővel való kölcsönhatások hatásai  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. — 2003-03-01. - T. 339 . – S. 1135–1154 . — ISSN 0035-8711 . - doi : 10.1046/j.1365-8711.2003.06263.x .
  29. ↑ 1 2 3 4 Barger KA, Haffner LM, Bland-Hawthorn J. Meleg ionizált gáz feltárult a Magellán-híd árapály-maradványában: A bariontartalom korlátozása és a törpegalaxisok körüli ionizáló fotonok kiszabadulása  // The Astrophysical Journal. — 2013-07-01. - T. 771 . - S. 132 . — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1088/0004-637X/771/2/132 .
  30. ↑ 12 Magellán- folyam . Swinburne Műszaki Egyetem . Letöltve: 2022. augusztus 13.
  31. ↑ Nidever DL, Majewski SR, Butler Burton W., Nigra L. The 200° Long Magellanic Stream System  // The Astrophysical Journal. — 2010-11-01. - T. 723 . - S. 1618-1631 . — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1088/0004-637X/723/2/1618 .
  32. ↑ 1 2 Bagheri G., Cioni M.-RL, Napiwotzki R. Az idősebb populáció kimutatása a Magellán-hídban  // Csillagászat és asztrofizika. — 2013-03-01. - T. 551 . — S. A78 . — ISSN 0004-6361 . - doi : 10.1051/0004-6361/201118236 .
  33. ↑ Skowron DM, Jacyszyn AM, Udalski A., Szymański MK, Skowron J. OGLE-ing the Magellanic System: stellar populations in the Magellanic Bridge  // The Astrophysical Journal. — 2014-10-20. - T. 795 , sz. 2 . - S. 108 . — ISSN 1538-4357 . - doi : 10.1088/0004-637X/795/2/108 .
  34. ↑ Dias B., Angelo MS, Oliveira RAP, Maia F., Parisi MC The VISCACHA felmérés. III. A csillaghalmazok a Magellán-híd és az Ellenhíd megfelelői 8D-ben  // Csillagászat és asztrofizika. — 2021-03-01. - T. 647 . - C. L9 . — ISSN 0004-6361 . - doi : 10.1051/0004-6361/202040015 .
  35. ↑ Brüns C., Kerp J., Staveley-Smith L., Mebold U., Putman ME The Parkes HI Survey of the Magellanic System  // Astronomy and Astrophysics. — 2005-03-01. - T. 432 . – 45–67 . — ISSN 0004-6361 . - doi : 10.1051/0004-6361:20040321 .
  36. ↑ 1 2 Bekki K., Chiba M. A Magellán-felhők kialakulása és evolúciója - I. A Nagy Magellán-felhő szerkezeti, kinematikai és kémiai tulajdonságainak eredete  //  Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. - 2005-01. — Vol. 356 , iss. 2 . — P. 680–702 . - doi : 10.1111/j.1365-2966.2004.08510.x .
  37. ↑ Bekki K., Chiba M. A kis Magellán-felhő szerkezeti és kinematikai tulajdonságainak eredete  // Az Ausztrál Csillagászati ​​Társaság kiadványai. — 2009-04-01. - T. 26 . – 37–57 . — ISSN 1323-3580 . - doi : 10.1071/AS08020 .
  38. ↑ Cautun M., Deason AJ, Frenk CS, McAlpine S. Galaxisunk és a Nagy Magellán-felhő közötti nagy ütközés utóhatásai  // A Royal Astronomical Society havi értesítései  . — Oxf. : Wiley-Blackwell , 2019. - február 21. ( 483. kötet , 2. szám ). — P. 2185–2196 . — ISSN 1365-2966 0035-8711, 1365-2966 . - doi : 10.1093/mnras/sty3084 . Archiválva az eredetiből 2019. január 8-án.
  39. ↑ Kis Magellán-felhő: A műhold törpegalaxis  szomszédja . Space.com (2018. december 13.). Letöltve: 2022. május 2. Az eredetiből archiválva : 2022. május 2.
  40. ↑ 1 2 3 Westerlund, 1997 , p. egy.
  41. ↑ Olsen K. Ismerje meg a Magellán-felhőket: Galaxisunk legfényesebb  műholdai . Astronomy.com (2020. november 20.). Letöltve: 2022. április 29. Az eredetiből archiválva : 2021. május 19.
  42. ↑ 12 van den Bergh, 2000 , p. 92.
  43. ↑ Westerlund, 1997 , pp. 1-2.
  44. ↑ Abbe C. On the Distribution of the Nebulae in space  //  Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. — 1867-04-12. — Vol. 27 , iss. 7 . — P. 257–264 . — ISSN 1365-2966 0035-8711, 1365-2966 . - doi : 10.1093/mnras/27.7.257a .
  45. ↑ Leavitt HS, Pickering EC Periods of 25 Variable Stars in the Small Magellan Cloud.  // Harvard College Observatory Circular. - 1912-03-01. - T. 173 . – S. 1–3 . Az eredetiből archiválva : 2022. május 14.
  46. ↑ Westerlund, 1997 , p. 2.
  47. ↑ Westerlund, 1997 , pp. 3-5.

Irodalom

  Ugrás a Wikidata elemre  Szótárak és enciklopédiák
Bibliográfiai katalógusokban