в чем состоит различие между шаровыми и рассеянными звездными скоплениями

Глава 24. Рассеянные и шаровые звездные скопления.

По современным оценкам астрономов, звездное население нашей Галактики – Галактики Млечного Пути – примерно составляет около ста миллиардов звезд. Многие из них входят в подсистемы разной степени кратности – двойные, тройные звезды, а также звездные кластеры и скопления.

Различают два основных типа звездных скоплений – рассеянные и шаровые.

Рассеянные звездные скопления не имеют четко очерченной для наблюдателя формы, их внешний вид приводит к мысли о хаотическом расположении звезд, и неустойчивости такого образования. Подавляющее большинство рассеянных звездных скоплений в Млечном Пути располагаются очень близко к плоскости симметрии Галактики, то есть, образуют ее плоскую подсистему. Это серьезно затрудняет поиск и фиксацию рассеянных скоплений, так как темная пылевая и газовая материя, сосредоточенные вдоль плоскости симметрии, практически закрывают от нас большое количество таких скоплений. Далекие рассеянные звездные скопления неразличимы для нас, так как недостаточно богаты звездами. Примерное количество рассеянных звездных скоплений в Галактике должно составлять около 30 000.Состав рассеянных скоплений своеобразен. В них редко встречаются красные и желтые гиганты и совершенно отсутствуют красные и желтые сверхгиганты. В то же время, непременными членами рассеянных скоплений являются белые и голубые сверхгиганты, то есть звезды высокой температуры и чрезвычайно высокой светимости.

Высокие температуры, принадлежность к спектральным классам OиBвсегда означают сравнительно молодой возраст звезд. Поэтому можно сделать вывод, что рассеянные звездные скопления – не слишком старые коллективные члены Галактики. В рассеянных скоплениях очень мало переменных звезд, а те, которые встречаются, являются долгопериодическими, с периодами изменения блеска в несколько дней, или даже несколько десятков суток. В рассеянных скоплениях обычно много газовой и пылевой материи. Все это приближает нас к мысли о том, что рассеянные звездные скопления каким-то образом связаны с рождением и ранними этапами эволюции звезд.

Рис. Двойное скопление hи χ Персея.

Совершенно другие признаки и свойства обнаруживают еще более крупные образования – шаровые звездные скопления. Сама форма шаровых скоплений наводит наблюдателя на мысль о достигнутом системой равновесии, состоянии покоя и стационарности. Состав шаровых скоплений сильно отличается от состава рассеянных. Здесь очень много красных и желтых гигантов, много красных и желтых сверхгигантов, но совершенно отсутствуют белые и голубые гиганты и сверхгиганты. Как принято говорить, звездное население шаровых скоплений относится к иному типу, чем звездное население рассеянных. Различия проявляются во всем, например, в шаровых скоплениях много переменных звезд, причем это в большинстве своем короткопериодические цефеиды, с периодами изменения блеска меньше суток. В шаровых скоплениях вовсе нет газовой материи, а пылевая, если и есть, то в крайне малых количествах. Вся совокупность свойств и признаков шаровых звездных скоплений приводит к предположению об их большом возрасте, о поздних стадиях эволюции звезд. При локации шаровых звездных скоплений выяснилось, что подавляющее их большинство расположены далеко от плоскости симметрии Галактики, и равномерно распределены по обе ее стороны, так, что образуют сферическую подсистему. Шаровые скопления – это плотные системы, состоящие из большого числа звезд. Поэтому они резко выделяются среди других объектов Галактики и видны на больших расстояниях.

Рис. Шаровое скопление ωЦентавра

Видимое расположение шаровых скоплений на небе обнаруживает явное смещение к одной из его половин. Это своеобразное расположение шаровых скоплений на небе впервые обнаружил Шепли в 1918 году. До этого господствовала точка зрения, что Солнце расположено в центре Галактики. Обнаруженное Шепли смещение всех шаровых скоплений в одну половину неба послужило доказательством того, что Солнце находится не в центре Галактики, а ближе к ее краю. Это стало еще одним ударом по антропоцентризму – представлению о том, что человечество занимает центральное положение во Вселенной.

Итак, все наблюдаемые объекты Галактики можно условно разделить на три группы по их преимущественному месторасположению.

Рис.140. Подсистемы Галактики. I – сферическая составляющая; II – промежуточные подсистемы; III – плоская составляющая; IV и V – контуры спиральных составляющих.

В плоскую подсистему входят: горячие гиганты и сверхгиганты, долгопериодические цефеиды, пылевая материя, газовые облака и рассеянные звездные скопления, в состав которых входят те же объекты, которые сами по себе также состоят в этой подсистеме.

В сферическую подсистему входят: желтые и красные субкарлики, желтые и красные гиганты, короткопериодические цефеиды, шаровые скопления.

В промежуточную подсистему входят: желтые и красные карлики и особые переменные звезды, называемые миридами – по названию первой из таких изученных звезд, Мира (дивная, удивительная) Кита, очень сильно и неправильным образом меняющие свой блеск.

Рис. Созвездие Кита.

Рис. Звезда Мира Кита (ο Кита). Слева – фото в рентгеновских лучах с телескопа «Чандра», справа – иллюстрация по фотографии. Пара состоит из красного гиганта и белого карлика, соединенных мостом сильно излучающей материи.

Оказалось, что объекты различных подсистем отличаются друг от друга не только своим расположением, но и своими скоростями. Объекты сферических подсистем имеют наибольшую скорость в направлении, перпендикулярном к плоскости Галактики, а у объектов плоских подсистем эта составляющая скорости наименьшая. Спектральные исследования различных объектов установили, что объекты разных подсистем отличаются и своим химическим составом – звезды плоских подсистем почему-то богаче металлами, чем звезды сферических подсистем.

Открытие существования различных подсистем Галактики имеет огромное значение. Оно показывает, что звезды разных типов формировались в разных местах Галактики при разных условиях.

Источник

Рассеянные и шаровые звездные скопления

Более крупными коллективными членами Галактики, чем двойные и кратные звезды, являются рассеянные звездные скопления. Эти скопления содержат от не­скольких десятков до нескольких сотен звезд, самые крупные — до двух тысяч звезд. Термин «рассеянное» скопление вызван тем, что сравнительно небольшая чис­ленность звезд в таком скоплении не позволяет уверен­но очертить форму скопления; она может быть непра­вильной из-за случайностей группировки звезд внутри скопления. Примером рассеянного скопления являются Плеяды, которые можно наблюдать невооруженным гла­зом в наших широтах в осенние месяцы, когда они в вечерние часы видны высоко над горизонтом. Это — кучка слабых звезд в созвездии Тельца. Число видимых звезд в Плеядах зависит от остроты зрения наблюдате­ля. При отличном зрении можно насчитать семь звезд. Наблюдения в телескоп показывают, что Пле­яды содержат более сотни звезд, а также газовые туман­ности. В двойном рассеянном скоплении Персея около 600 звезд (как рождаются звезды, как живут и как умирают узнайте из публикации «Звезды в космосе — от рождения до смерти«, новейшие исследования).

У рассеянных скоплений характерный состав. В них редко встречаются красные и желтые гиганты и совер­шенно нет красных и желтых сверхгигантов. В то же время белые и голубые гиганты, хотя это и редкие звез­ды — непременные члены рассеянных скоплений. Здесь, чаще, чем в других местах Галактики, можно встретить и очень редкие звезды — белые и голубые сверхгиган­ты, т. е. звезды высокой температуры и чрезвычайно вы­сокой светимости, излучающие каждая в сотни тысяч и Даже миллионы раз больше, чем наше Солнце.

Рассеянные скопления имеют весьма характерную диаграмму цвет — светимость. В ней доминируют ввезды главной последовательности. Например, диаграмма, построенная для Плеяд, содержит только эвезды главной последовательности. Нет ни одного желтого или красного гиганта, нет субкарликов. Несколько сверхги­гантов являются голубыми и как бы венчают главную последовательность. В самой главной последовательности звезды группируются тесно в узкой полосе. В других рассеянных скоплениях эти особенности диаграммы цвет — светимость выражены слабее. Например, в скоп­лении NGC 6530 имеется несколько красных гигантов, и звезды менее тесно располагаются в главной последовательности, ее полоса не столь узка. Однако п З десь бросается в глаза господствующее положение глав­ной последовательности. Мы можем сказать, что у рас­сеянных скоплений особый тип звездного населения, в котором звезды главной последовательности в большей степени преобладают над всеми остальными.

Рассеянные скопления располагаются очень близко к плоскости симметрии Галактики. Большинство из них лежит почти точно в этой плоскости. Если бы мы, оста­вив рассеянные скопления на их местах, убрали все другие объекты, входящие в состав Галактики, то остав­шаяся система рассеянных скоплений была бы чрезвы­чайно плоской. Она была бы еще более плоской, чем са­ма Галактика в целом.

Число занесенных в каталоги рассеянных звездных скоплений превышает в настоящее время тысячи. Но мы даже при помощи телескопов можем различать только относительно близкие рассеянные скопления. Далекие рассеянные скопления неразличимы, они недостаточно для этого богаты звездами. Поэтому число имеющихся рассеянных скоплений в Галактике на самом деле на­много больше тысячи и оценивается приблизительно в 30000. Если считать, что среднее число звезд в одном рассеянном скоплении составляет 300 или несколько больше, то общее число звезд, входящих во все рассеян­ные скопления Галактики, равно приблизительно десяти миллионам. Значит, поскольку в Галактике около ста миллиардов звезд, в рассеянные скопления входит только одна десятитысячная часть всех звезд Галактики.

Еще более крупными коллективными членами Галак­тики являются шаровые звездные скопления. Это очень богатые системы, насчитывающие сотни тысяч, иногда свыше миллиона звезд. Правильная форма скоп­ления, постепенное разрежение звезд от центра скоп­ления к его окраинам вызывают у наблюдателя ощуще­ние достигнутого системой покоя, равновесного состояния. Какие-то силы, управляющие этим огромным числом солнц-звезд, успели перемешать звезды, придать скоплению шаровую форму, распределить в нем звезды по определенному закону.

Состав шаровых скоплений существенно отличается от состава рассеянных скоплений. Как мы уже указыва­ли, в рассеянных скоплениях много горячих бело-голу­бых звезд гигантов и сверхгигантов, но мало красных и желтых гигантов и вовсе нет красных и желтых сверх­гигантов. В шаровых же скоплениях, наоборот, очень много эвезд красных и желтых гигантов, много красных и желтых сверхгигантов, но очень мало бело-голубых звезд гигантов, и совершенно отсутствуют бело-голубые сверхгиганты. Как принято говорить, звездное население шаровых скоплений иного типа, чем звездное население рассеянных скоплений. Различия между рассеянными и шаровыми скоплениями проявляются буквально новеем. Например, в шаровых скоплениях много переменных звезд, а в рассеянных скоплениях переменных звезд очень мало. Но даже те переменные звезды, которые встречаются в рассеянных скоплениях, другие, нежели переменные звезды в шаровых скоплениях. Они значи­тельно больше излучают света в пространство и периоды изменения их блеска равны нескольким дням или десят­кам дней, тогда как шаровые скопления изобилуют короткопериодическими цефеидами с периодом изменения блеска меньше суток. В рассеянных скоплениях обычно много газа и пыли, в шаровых скоплениях газа вовсе нет, а пыль, если и имеется, то в очень малом количестве.

главной последовательности отсутствуют. Но есть еще так называемая горизонтальная последовательность звезд с абсолютной звездной величиной около + 1 т Д На диаграмме у этой последовательности посередине имеется пробел, который на самом деле заполнен не приведенными на диаграмме, но имеющимися в шаровом скоплении коротконериодическими цефеидами.

Это различие весьма отчетливо и им в на­стоящее время пользуются в тех случаях, когда скопле­ние далеко, плохо наблюдается вследствие сильного меж­звездного поглощения света и содержит несколько ты­сяч звезд, так что неясно, богатое ли это звездами рас­сеянное скопление или, наоборот, очень бедное звездами шаровое скопление.

Шаровые скопления — это плотные системы, состоя­щие из большого числа звезд. Поэтому они резко выде­ляются среди других объектов Галактики и видны на очень больших расстояниях. К настоящему времени все­го открыто 132 шаровых скопления, входящих в состав нашей Галактики. Нужно думать, что будет открыто еще некоторое их количество.

Расположением в Галактике шаровые скопления так­же отличаются от рассеянных скоплений. В то время как последние очень тесно сосредоточены у плоскости сим­метрии Галактики, многие шаровые скопления значи­тельно отдалены от этой плоскости. Вся совокупность шаровых скоплений образует как бы сферическую си­стему, проникающую в Галактику и в то же время ок­ружающую Галактику

Если их изображать строго в мас­штабе, то шаровые скопления пришлось бы помечать на­столько маленькими кружочками, что они выглядели бы как слабые точки. Именно по этой причине на фотогра­фии галактики, мы не видим шаровых скоплений, хотя эта галактика, как и наша, окружена системой шаровых скоплений. Вследствие то­го, что шаровые скопления располагаются симметрично по отношению к центру Галактики, а Солнце находится далеко от него, почти все шаровые скопления должны наблюдаться в одной половине неба, в той, в которой находится галактический центр. Это своеобразное рас­пределение шаровых скоплений на небе впервые обнару­жил в 1918г американский астроном Шепли. До этого в астрономии господствовала точка зрения, что Солнце находится почти точно в центре Галактики. Но если Солнце находится в центре Галактики, то тогда нужно считать,, что совокупность шаровых скоплений сильно смещена в сторону от центра Галактики. Как указал Шепли, гораздо естественнее предположить, что с цент­ром Галактики совпадает центр совокупности шаровых скоплений, а Солнце, следовательно, находится не в центре Галактики. Определив направление на центр со­вокупности шаровых скоплений и расстояние до него, Шепли впервые указал, где находится центр наглей звездной системы. Эта открытие явилось сильным ударом по антропоцентризму

реакционному представлению о том, что человек занимает избранное, центральное место во Вселенной. Сначала наука показала, не за­нимает центрального положения в Солнечной системе, а теперь удалось установить, что и Солнечная система находится не в центре нашей звездной системы и даже расположена ближе к ее краю, чем к центру.

Если считать, что в каждом из известных шаровых скоплений в среднем имеется немного менее миллиона звезд, то общее число звезд в шаровых скоплениях со­ставит около 100 миллионов. Это только одна тысячная доля всех звезд Галактики.

Источник

Звёздные скопления (шаровые и рассеянные)

По современным данным, не менее 70% звёзд галактики входят в состав двойных и кратных систем, а одиночные звёзды (как, например, наше Солнце) — это, скорее, исключение из правил. Но нередко звёзды собираются и в более многочисленные «коллективы» — звёздные скопления.

Звёздное скопление — это группа звёзд, расположенных в про­странстве недалеко друг от друга, связанных общим происхождени­ем и взаимным тяготением.

Все входящие в скопление звёзды находятся от нас на одном рас­стоянии (с точностью до размеров скопления) и имеют примерно оди­наковый возраст и химический состав. В то же время они находятся на разных стадиях эволюции (определяется начальной массой каждой звезды), что делает их удобным объектом для проверки теорий проис­хождения и эволюции звёзд.

Существует два типа звёздных скоплений — шаровые и рассеян­ные.

Шаровые звёздные скопления имеют правильную сферическую или несколько сплюснутую форму. В настоящее время известно около 150 шаровых скоплений в галактике. Они насчитывают в своём соста­ве от десятков тысяч до миллионов звёзд. В шаровых скоплениях от­сутствуют массивные звёзды главной последовательности. Это свиде­тельствует о значительном возрасте шаровых скоплений (10—12 мил­лиардов лет, т. е. они формировались одновременно с образованием самой галактики) — за такое время запасы водорода исчерпываются у звёзд с массой, близкой к солнечной, и они покидают главную после­довательность, образуя ветвь субгигантов и гигантов. Поэтому в ша­ровых скоплениях самыми яркими звёздами являются красные ги­ганты.

Примером шарового скопления может служить звёздное скопле­ние, расположенное в созвездии Геркулеса. Диаметр этого скопления 36 световых лет, оно содержит около миллиона звёзд.

Два самых ярких шаровых скопления — ω Центавра и 47 Ту­кана — хорошо видны невооружённым глазом в южных странах, а в средних широтах Северного полушария для невооружённого глаза доступны скопления в созвездиях Стрельца и Геркулеса. Материал с сайта http://doklad-referat.ru

Рассеянные звёздные скопления имеют неправильную форму и со­держат относительно немного звёзд — от нескольких десятков до не­скольких тысяч. Самым известным рассеянным скоплением являются Плеяды, видимые в созвездии Тельца. В нём 120 звёзд, расстояние до него 410 световых лет.

Известно более 1200 рассеянных звёздных скоплений. Они распре­делены по небесной сфере неравномерно, но, в отличие от шаровых скоплений, практически все скопления этого типа видны вблизи Млечного Пути. Как правило, скопления состоят из относительно плотного ядра и более разреженной короны. В рассеянные скопления входят звёзды разного типа: в них встречаются голубые и красные сверхгиганты, гиганты и др.

Источник

Чем различаются рассеянные и шаровые скопления?

А. Количеством звезд, входящих в скопление.

Б. Распределением звезд в пространстве.

В. Количеством звезд, входящих в скопление, и их распределением в пространстве.

Какова структура нашей Галактики?

Как проявляет себя межзвездная среда?

А. Ослабляется излучение, идущее от звезд в силу его рассеяния и поглощения, а также происходит покраснение цвета звезд.

Б. Усиливается излучение, идущее от звезд в силу его рассеяния и поглощения, а также происходит изменение цвета звезд.

В. Ослабляется излучение, идущее от звезд в силу его рассеяния и поглощения.

Как определяют расстояния до галактик?

А. По красному смещению.
Б. По видимой звездной величине цефеид или других звезд.

В. По видимой звездной величине цефеид или других звезд, абсолютная звездная величина которых известна, и по красному смещению.

Какие внегалактические источники радиоизлучения известны в настоящее время?

Б. Радиогалактики и квазары.

Чем объясняется красное смещение в спектрах галактик?

А. Уменьшением расстояний между всеми галактиками (за исключением нескольких ближайших).

Б. Увеличением расстояний между всеми галактиками (за исключением нескольких ближайших).

В. Постоянством расстояний между всеми галактиками (за исключением нескольких ближайших).

10. Межзвездная среда …

А. … на 99% состоит газа (преимущественно из водорода).

Б. … состоит из очень маленьких твердых частичек, называемых межзвездной пылью.

В. … состоит из газа и пыли, распределение которых носит клочковатую структуру.

1. Темная туманность – это …

А. … гигантское скопление звезд, газа и пыли, удерживаемое в пространстве силами тяготения.

Б. … скопление межзвездного вещества с относительно высокой концентрацией, пылевые частицы которого поглощают или рассеивают звездный свет, поэтому звезды, расположенные позади туманности, наблюдать не удается.

В. … облако, светящееся за счет поглощения и последующего переизлучения света находящихся в нем очень горячих молодых звезд.

2. Туманности, которые имеют правильную форму и в небольшие телескопы напоминают по виду планеты, называют …

3. Шаровые звездные скопления – это…

А. тесные звездные группы неправильной формы, где звезды имеют общее происхождение, связаны между собой взаимным тяготением и всегда движутся в пространстве.

Б. звездные скопления сферической и эллипсоидной формы, недоступные невооруженному глазу, так как удалены от нас на тысячи и десятки тысяч парсеков.

В. огромное скопление звезд, газа и пыли, удерживаемое в пространстве силами гравитации.

Какие объекты входят в состав нашей Галактики?

А. Звезды и их скопления.

Б. Газопылевые туманности и межзвездный газ.

В. Звезды, их скопления, газопылевые туманности, межзвездный газ.

По каким признакам различаются между собой диффузные и планетарные туманности?

А. По плотности и объему.

Какие источники радиоизлучения известны в нашей Галактике?

А. Звезды, туманности и межзвездный водород.

Б. Звезды и туманности.

В. Межзвездный водород.

Чем различаются по составу спиральные и эллиптические галактики?

А. В эллиптических галактиках нет туманностей и звезд сверхгигантов.

Б. В эллиптических галактиках есть и звезды сверхгиганты.

В. В спиральных галактиках нет туманностей.

Что является источником радиоизлучения в радиогалактиках?

Б. Водород, гелий и изотопы водорода и гелия.

В. Нейтральный и ионизированный водород, а также электроны, тормозящиеся в магнитном поле.

На какие основные типы можно разделить галактики по их внешнему виду и форме?

А. Спиральные, планетарные и туманные.

Б. Спиральные, эллиптические и неправильные.

В. Спиральные, эллиптические и шарообразные.

Подберите правильное описание к объекту: облака газа и пыли были бы здесь намного плотнее, что увеличивает вероятность образования молодых звезд.

Источник

Шаровые скопления звезд и где они встречаются

Что представляют собой шаровые скопления? Из самого названия, очевидно, что это объединение звёздных тел по форме напоминающее шар.

По определению, в астрономии это скопление звезд, которые связаны между собой гравитационными силами и вращаются вокруг галактического центра. Можно сказать, что такая группа светил движется, как спутник.

Шаровое скопление звезд

Звёздное скопление является группой, в которой каждый звездный объект связан с соседним гравитационным полем. К тому же, они образованы из одного гигантского молекулярного облака. А их движение едино, как одно целое.

Галактический центр — небольшая область в центральной части галактики, в которой рождаются светила и находится ядро звёздной системы.

Помимо этого, существуют рассеянные скопления. Но они отличаются более слабой гравитацией между элементами.

Какие особенности имеют шаровые скопления

Вероятно, поэтому в Млечном Пути шаровые скопления, в значительной мере, сосредоточены непосредственно вблизи ядра. Также их большое количество лежит в области вокруг галактического ядра.

По оценке учёных, концентрация в центральных районах таких соединениях может быть от 100 до 1000 звёзд на один кубический парсек. Причем расстояние между элементами примерно 3-4,5 трлн км.

Как оказалось, шаровые скопления имеют диаметр 20-60 парсек, а масса примерно от десяти до миллиона солнечных масс.

Гигантские скопления звезд во вселенной называются Галактика.

Классификация классов концентрации по Шепли-Сойер

Разумеется, если что-то не в единичном экземпляре, человек выделит группу из этого по каким-либо признакам. Так мы устроены, так нам проще.

Благодаря деятельности и исследованиям астрономов, шаровые скопления разгруппировали на отдельные категории.

Данное распределение основано на содержании объектов, входящих в объединение. Где выделены классы от 1 до 12 в порядке уменьшения.

Молекулярное облако РО Змееносца

Какие звезды входят в шаровые скопления

На самом деле, на небе такое скопление звезд состоит из сотен тысяч светил, которые имеют низкую металличность. Более того, их количество может доходить и до миллиона.

К тому же, некоторых могут содержать нейтронные звёзды и чёрные дыры.
По правде говоря, их образуют разные по возрасту тела. Но, в значительной степени, они очень взрослые.

Изучение

На данный момент, природа возникновения этих космических объектов изучена не до конца. Так как остаётся открытым вопрос какие звезды входят в шаровые скопления. Точнее состоят ли они из светил одного возраста или включают тела, которые уже прошли множество циклов.

Хотя в большинстве случаев звёзды находятся примерно на одном этапе эволюции. Что позволяет предположить об одном времени их формирования. Однако некоторые соединения содержат различные по возрасту элементы.

Скопление M 80 в созвездии Скорпиона

В результате наблюдений выделили одну закономерность. Шаровые скопления появляются в звездообразующих областях космоса. Где, соответственно, межзвёздная среда более плотная.

Прежде всего, они их много в районах со вспышками звёздообразования и в галактиках, взаимодействующих друг с другом.

Между тем, в шаровых группах не происходит активного образования звёзд. А значит, они представляют собой очень старые объекты Вселенной и состоят из тел преклонного возраста.

Вдобавок химический состав и вытянутые орбиты указывают на то, что они зародились примерно в одно время с самой Галактикой. Проще говоря, это древнейшие элементы космического пространства. Стоит отметить, что их возраст составляет 10-20 млрд лет.

По правде, шаровые скопления не редко встречаются во Вселенной. Например, Млечный Путь вмещает более 150 сферичных групп, которые сформировались приблизительно 10 млрд лет назад. По данным учёных, в их элементах мало тяжёлых элементов и их высокая плотность. Из-за этого не может быть и речи про планетообразование в таких областях.

К примеру, из рассеянных самым известным является скопление Плеяды из созвездия Тельца. Между прочим, это одно из ближайших к нам подобных образований.
А к сферическим относятся, в основном, такие объекты Мессье, как М2, М4, М5, М13 и другие.

Сегодня мы узнали, что такое шаровые образования и в каких звездных скоплениях больше звезд. Безусловно, их исследование играет важную роль в изучении эволюции светил, возраста Вселенной, галактических формированиях и структурах.
Без сомнения, звёздные группы очень интересные и красочные объекты.

Источник