Войти
Плеяды - одно из самых известных рассеянных скоплений. Открытое скопление - это группа, состоящая из нескольких тысяч звезд, которые образовались из одного и того же гигантского молекулярного облака и имеют примерно одинаковый возраст. В пределах Галактики было обнаружено более 1100 рассеянных скоплений, и считается, что существует гораздо больше скоплений. Они слабо связаны взаимным гравитационным притяжением и разрушаются при близких столкновениях с другими скоплениями и облаками газа, когда они вращаются вокруг центра галактики. Это может привести к миграции в основную часть галактики и потере членов скопления из-за внутренних близких столкновений. Открытые скопления обычно существуют несколько сотен миллионов лет, а самые массивные - несколько миллиардов лет. Напротив, более массивные шаровые скопления звезд оказывают более сильное гравитационное притяжение на свои члены и могут существовать дольше. Рассеянные скопления обнаружены только в спиральных и неправильных галактиках, в которых происходит активное звездообразование.
Могут содержаться молодые рассеянные скопления в молекулярном облаке, из которого они образовались, освещая его, создавая область H II. Со временем радиационное давление от кластера разгонит молекулярное облако. Как правило, около 10% массы газового облака сливаются в звезды до того, как давление излучения отгонит остальную часть газа.
Открытые скопления - ключевые объекты в изучении звездной эволюции. Поскольку члены кластера имеют одинаковый возраст и химический состав, их свойства (такие как расстояние, возраст, металличность, вымирание и скорость) определить легче. чем для отдельных звезд. Ряд рассеянных скоплений, таких как Плеяды, Гиады или скопление Альфа Персея, видны невооруженным глазом. Некоторые другие, такие как Двойное скопление, едва заметны без инструментов, в то время как многие другие можно увидеть в бинокли или телескопы. Кластер дикой утки, M11, является примером.
Мозаика из 30 рассеянных скоплений, обнаруженных по данным VISTA. Рассеянные скопления были скрыты пылью Млечного Пути. Кредит ESO.Выдающееся рассеянное скопление Плеяды с древности считалось группой звезд, а Гиады являются частью Тельца, одного из старейших созвездий.. Другие рассеянные скопления были отмечены ранними астрономами как неразрешенные нечеткие пятна света. В своем Альмагесте римский астроном Птолемей упоминает скопление Praesepe, Двойное скопление в Персей, Звездное скопление Кома и скопление Птолемея, а персидский астроном Аль-Суфи писал о скоплении Omicron Velorum. Однако потребуется изобретение телескопа, чтобы разделить эти «туманности» на составляющие их звезды. Действительно, в 1603 году Иоганн Байер дал трем из этих скоплений обозначение, как если бы они были одиночными звездами.
Красочное звездное скопление. Первый человек, который использовал телескоп для Наблюдать за ночным небом и записывать свои наблюдения был итальянский ученый Галилео Галилей в 1609 году. Когда он повернул телескоп к некоторым из туманных пятен, записанных Птолемеем, он обнаружил, что это не одна звезда, а группы звезд. много звезд. Для Praesepe он нашел более 40 звезд. Там, где ранее наблюдатели отмечали только 6-7 звезд в Плеядах, он нашел почти 50. В своем трактате 1610 года Сидереус Нунций Галилео Галилей писал: «Галактика - это не что иное, как масса бесчисленных звезд, установленных вместе. в кластерах ". Под влиянием работ Галилея сицилийский астроном Джованни Ходиерна стал, возможно, первым астрономом, который использовал телескоп для обнаружения ранее неоткрытых рассеянных скоплений. В 1654 году он идентифицировал объекты, которые теперь обозначены как Мессье 41, Мессье 47, NGC 2362 и NGC 2451.
. Это было реализовано еще в 1767 г., когда звезды в скоплении были связаны физически, когда английский естествоиспытатель Джон Мичелл подсчитал, что вероятность того, что даже одна группа звезд, таких как Плеяды, является результатом случайного совпадения, если смотреть с Земли, была всего 1 из 496000. Между 1774–1781 гг. Французский астроном Шарль Мессье опубликовал каталог небесных объектов, которые имели туманный вид, похожий на кометы. В этот каталог вошли 26 рассеянных скоплений. В 1790-х годах английский астроном Уильям Гершель начал обширное исследование туманных небесных объектов. Он обнаружил, что многие из этих деталей можно разделить на группы отдельных звезд. Гершель выдвинул идею о том, что звезды изначально были разбросаны по космосу, но позже собрались вместе в звездные системы из-за гравитационного притяжения. Он разделил туманности на восемь классов, причем классы с VI по VIII используются для классификации звездных скоплений.
NGC 265, открытое звездное скопление в Малом Магеллановом Облаке Число известных скоплений продолжало расти благодаря усилиям астрономов. Сотни рассеянных скоплений были перечислены в Новом общем каталоге, впервые опубликованном в 1888 году датско-ирландским астрономом Дж. Л. Е. Драйер и два дополнительных каталога Index Catalog, опубликованные в 1896 и 1905 годах. Телескопические наблюдения выявили два различных типа скоплений, одно из которых содержало тысячи звезд с регулярным сферическим распределением и было обнаружено все. по небу, но предпочтительно к центру Млечного Пути. Другой тип состоял из более редкой популяции звезд более неправильной формы. Обычно их находили в галактической плоскости Млечного Пути или около нее. Первые астрономы окрестили шаровыми скоплениями, а вторые - рассеянными скоплениями. Из-за своего местоположения рассеянные скопления иногда называют галактическими скоплениями. Этот термин был введен в 1925 году швейцарско-американским астрономом Роберт Джулиус Трамплер.
Микрометрические измерения положения звезд в скоплениях были выполнены еще в начале как 1877 г. немецкий астроном Э. Шенфельд и продолженный американским астрономом Э. Э. Барнард до своей смерти в 1923 году. Этими усилиями не было обнаружено никаких признаков звездного движения. Однако в 1918 году голландско-американский астроном Адриан ван Маанен смог измерить собственное движение звезд в части скопления Плеяды, сравнив фотографические пластинки, сделанные в разное время. По мере того как астрометрия стала более точной, было обнаружено, что звезды скопления имеют общее собственное движение в пространстве. Сравнивая фотопластинки скопления Плеяды, сделанные в 1918 году, с изображениями, сделанными в 1943 году, ван Маанен смог идентифицировать те звезды, которые имели собственное движение, подобное среднему движению скопления, и, следовательно, больше могут быть членами. Спектроскопические измерения выявили общие лучевые скорости, таким образом показывая, что скопления состоят из звезд, связанных вместе в группу.
Первый цвет -диаграммы рассеянных скоплений были опубликованы Эйнаром Герцшпрунгом в 1911 году, давая график для Плеяд и Гиад звездных скоплений. Он продолжил эту работу над рассеянными кластерами в течение следующих двадцати лет. По спектроскопическим данным он смог определить верхний предел внутреннего движения рассеянных скоплений и смог оценить, что общая масса этих объектов не превышала массы Солнца в несколько сотен раз. Он продемонстрировал взаимосвязь между цветами звезд и их величиной, а в 1929 году заметил, что скопления Гиады и Презепе имеют другое звездное население, чем Плеяды. Впоследствии это будет интерпретировано как разница в возрасте трех скоплений.
Инфракрасный свет показывает плотное рассеянное скопление, формирующееся в центре туманности Ориона.формирование рассеянного скопления начинается с коллапса части гигантского молекулярного облака, холодного плотного облака газа и пыли, содержащего во много тысяч раз массу Солнца. Плотность этих облаков варьируется от 10 до 10 молекул нейтрального водорода на см, при этом звездообразование происходит в областях с плотностью выше 10 молекул на см. Обычно только 1–10% облака по объему превышает последнюю плотность. До коллапса эти облака поддерживают свое механическое равновесие за счет магнитных полей, турбулентности и вращения.
Многие факторы могут нарушить равновесие гигантского молекулярного облака, вызывая коллапс и инициируя вспышку звездообразования, что может привести к в открытом кластере. К ним относятся ударные волны от ближайшей сверхновой, столкновения с другими облаками или гравитационные взаимодействия. Даже без внешних триггеров области облака могут достичь условий, когда они станут нестабильными против коллапса. Область схлопывающегося облака подвергнется иерархической фрагментации на все более мелкие сгустки, включая особенно плотную форму, известную как темные инфракрасные облака, что в конечном итоге приведет к образованию до нескольких тысяч звезд. Это звездообразование начинается в схлопывающемся облаке, закрывая протозвезды из поля зрения, но позволяя наблюдать в инфракрасном диапазоне. В галактике Млечный Путь скорость образования рассеянных скоплений оценивается в одно скопление каждые несколько тысяч лет.
Так называемые «Столпы Творения », область туманности Орла. где молекулярное облако испаряется молодыми массивными звездами Самые горячие и самые массивные из вновь образованных звезд (известные как звезды OB ) будут излучать интенсивное ультрафиолетовое излучение, который устойчиво ионизирует газ, окружающий гигантское молекулярное облако, образуя область H II. Звездный ветер и радиационное давление массивных звезд начинает отгонять горячий ионизированный газ со скоростью, соответствующей скорости звука в газе. Через несколько миллионов лет скопление испытает свои первые сверхновые с коллапсом ядра, которые также вытеснят газ из окрестностей. В большинстве случаев эти процессы удаляют скопление газа в течение десяти миллионов лет, и дальнейшее звездообразование не происходит. Тем не менее, примерно половина образовавшихся протозвездных объектов останется окруженной околозвездными дисками, многие из которых образуют аккреционные диски.
Поскольку только от 30 до 40 процентов газа в ядре облака образует звезды, процесс изгнания остаточного газа наносит большой ущерб процессу звездообразования. Таким образом, во всех кластерах наблюдается значительная потеря веса младенца, в то время как большая часть подвергается детской смертности. На этом этапе формирование рассеянного скопления будет зависеть от того, связаны ли новообразованные звезды друг с другом гравитацией; в противном случае возникнет несвязанная звездная ассоциация. Даже когда такое скопление, как Плеяды, действительно формируется, оно может удерживать только треть первоначальных звезд, а остальные становятся несвязанными после того, как газ будет вытеснен. Молодые звезды, освобожденные таким образом из своего натального скопления, становятся частью населения Галактического поля.
Поскольку большинство, если не все звезды формируются в скопления, звездные скопления следует рассматривать как фундаментальные строительные блоки галактик. Сильные выбросы газов, которые формируют и разрушают многие звездные скопления при рождении, оставляют свой отпечаток в морфологических и кинематических структурах галактик. Большинство рассеянных скоплений образуются, по крайней мере, из 100 звезд и массой 50 или более солнечных масс. Самые большие скопления могут иметь солнечные массы более 10, при этом массивное скопление Вестерлунд 1 оценивается в 5 × 10 солнечных масс, а R136 - почти 5 x 10, что типично для шаровых скоплений. Хотя рассеянные скопления и шаровые скопления образуют две довольно разные группы, может не быть большой внутренней разницы между очень разреженным шаровым скоплением, таким как Паломар 12, и очень богатым рассеянным скоплением. Некоторые астрономы полагают, что два типа звездных скоплений образуются посредством одного и того же основного механизма, с той разницей, что условия, которые позволили сформировать очень богатые шаровые скопления, содержащие сотни тысяч звезд, больше не преобладают в Млечном Пути.
Два или более отдельных рассеянных кластера обычно образуются из одного и того же молекулярного облака. В Большом Магеллановом Облаке оба Ходжа 301 и R136 сформировались из газов туманности Тарантул, тогда как в нашей собственной галактике Отслеживание движения в пространстве Гиад и Презепе, двух видных близлежащих рассеянных скоплений, предполагает, что они образовались в одном облаке около 600 миллионов лет назад. Иногда два кластера, рожденные одновременно, образуют бинарный кластер. Самым известным примером в Млечном Пути является Двойное скопление NGC 869 и NGC 884 (иногда ошибочно называемое h и χ Персея; h относится к соседней звезде, а χ - к обоим скоплениям), но не менее 10 известно, что существует больше двойных кластеров. В малых и больших Магеллановых облаках известно гораздо больше - их легче обнаружить во внешних системах, чем в нашей собственной галактике, потому что эффекты проекции могут вызывать несвязанные скопления. в пределах Млечного Пути, чтобы казаться близко друг к другу.
- это молодая звездная группа, которая находится в центре огромной и древней структуры на окраинах Млечного Пути.Открытые скопления варьируются от очень редких скоплений, состоящих только из несколько членов больших агломераций, содержащих тысячи звезд. Обычно они состоят из довольно отчетливого плотного ядра, окруженного более диффузной «короной» членов скопления. Ядро обычно имеет диаметр 3–4 световых лет, а корона простирается примерно на 20 световых лет от центра скопления. Типичная плотность звезд в центре скопления составляет около 1,5 звезд на; звездная плотность около Солнца составляет около 0,003 звезды на кубический световой год.
Открытые скопления часто классифицируются в соответствии со схемой, разработанной Робертом Трамплером в 1930 году. Схема Трамплера дает скоплению трехчастное обозначение, с римской цифрой от I-IV, указывающей на его концентрацию и отделение от окружающего звездного поля (от сильно до слабо концентрированного), арабской цифрой от 1 до 3, указывающей диапазон яркости членов (от малого до большого диапазона) и p, m или r, чтобы указать, является ли скопление бедным, средним или богатым звездами. «N» добавляется, если скопление находится в пределах туманности.
. По схеме Трамплера Плеяды классифицируются как I3rn (сильно сконцентрированные и густо населенные с присутствующей туманностью), а близлежащие Гиады классифицируются как II3m (подробнее рассредоточены, и с меньшим количеством членов).
NGC 346, рассеянное скопление в Малом Магеллановом Облаке В нашей галактике более 1000 известных рассеянных скоплений, но истинная сумма может быть до десяти раз выше. В спиральных галактиках рассеянные скопления в основном находятся в спиральных рукавах, где плотность газа наиболее высока и поэтому происходит большая часть звездообразования, и скопления обычно рассеиваются до того, как успевают пройти за пределы своего спирального рукава. Рассеянные скопления сильно сконцентрированы близко к плоскости Галактики, с масштабной высотой в нашей галактике около 180 световых лет по сравнению с галактическим радиусом около 50 000 световых лет.
In неправильные галактики, рассеянные скопления можно найти по всей галактике, хотя их концентрация наиболее высока там, где наибольшая плотность газа. Рассеянные скопления не наблюдаются в эллиптических галактиках : звездообразование в эллиптических галактиках прекратилось много миллионов лет назад, и поэтому ранее существовавшие рассеянные скопления давно рассеялись.
В нашей галактике, распределение скоплений зависит от возраста, при этом более старые скопления преимущественно находятся на больших расстояниях от центра галактики, обычно на значительных расстояниях выше или ниже плоскости галактики. Приливные силы сильнее ближе к центру галактики, увеличивая скорость разрушения скоплений, а также гигантские молекулярные облака, которые вызывают разрушение скоплений, концентрируются во внутренних областях галактики, поэтому скопления во внутренних областях галактики галактики, как правило, рассредоточиваются в более молодом возрасте, чем их аналоги во внешних регионах.
Скопление звезд возрастом несколько миллионов лет в правом нижнем углу освещает туманность Тарантул в Большой Магелланов Облако.Поскольку рассеянные скопления обычно рассеиваются до того, как большинство их звезд достигают конца своей жизни, в их свете, как правило, преобладают молодые горячие голубые звезды. Эти звезды являются самыми массивными и имеют самую короткую жизнь - несколько десятков миллионов лет. Более старые рассеянные скопления, как правило, содержат больше желтых звезд.
Некоторые рассеянные скопления содержат горячие голубые звезды, которые кажутся намного моложе остальной части скопления. Эти голубые отставшие также наблюдаются в шаровых скоплениях, и считается, что в очень плотных ядрах шаровых звезд они возникают при столкновении звезд, образуя гораздо более горячую и массивную звезду. Однако звездная плотность в рассеянных скоплениях намного ниже, чем в шаровых скоплениях, и звездные столкновения не могут объяснить количество наблюдаемых синих отставших. Вместо этого считается, что большинство из них, вероятно, возникают, когда динамическое взаимодействие с другими звездами заставляет двойную систему объединяться в одну звезду.
Как только они исчерпали свой запас от водорода с до ядерный синтез, звезды средней и малой массы сбрасывают свои внешние слои, образуя планетарную туманность, и превращаются в белые карлики. Хотя большинство скоплений рассредоточиваются до того, как большая часть их членов достигла стадии белых карликов, количество белых карликов в рассеянных скоплениях по-прежнему намного меньше, чем можно было бы ожидать, учитывая возраст скопления и ожидаемое начальное распределение масс. звезды. Одно из возможных объяснений отсутствия белых карликов состоит в том, что когда красный гигант выталкивает свои внешние слои, превращаясь в планетарную туманность, небольшая асимметрия в потере материала может дать звезде «толчок» в несколько раз. километров в секунду, достаточно, чтобы выбросить его из скопления.
Из-за их высокой плотности близкие встречи между звездами в рассеянном скоплении обычны. Для типичного скопления из 1000 звезд с радиусом полумассы 0,5 парсек, в среднем звезда будет встречаться с другим членом каждые 10 миллионов лет. В более плотных скоплениях скорость еще выше. Эти встречи могут оказать значительное влияние на протяженные околозвездные диски вещества, окружающие многие молодые звезды. Приливные возмущения больших дисков могут привести к образованию массивных планет и коричневых карликов, создающих спутников на расстояниях 100 а.е. или более от звезды-хозяина.
NGC 604 в Галактике Треугольник - очень массивное рассеянное скопление, окруженное областью H II.Многие рассеянные скопления по своей природе нестабильны, с достаточно малой массой, чтобы космическая скорость системы ниже, чем средняя скорость составляющих звезд. Эти скопления быстро разойдутся в течение нескольких миллионов лет. Во многих случаях удаление газа, из которого скопление образовано радиационным давлением горячих молодых звезд, уменьшает массу скопления в достаточной степени, чтобы обеспечить быстрое рассредоточение.
Скопления, имеющие достаточно массы, чтобы однажды гравитационно связать окружающая туманность испарилась, может оставаться отчетливой в течение многих десятков миллионов лет, но со временем внутренние и внешние процессы также стремятся их рассеять. Внутренне близкие столкновения между звездами могут увеличить скорость члена, превышающую скорость убегания скопления. Это приводит к постепенному «испарению» членов скопления.
Внешне, примерно каждые полмиллиарда лет или около того рассеянный кластер имеет тенденцию нарушаться внешними факторами, такими как прохождение вблизи или сквозь молекулярное облако. Гравитационные приливные силы, создаваемые таким столкновением, стремятся разрушить скопление. В конце концов, скопление превращается в поток звезд, недостаточно близких, чтобы быть скоплением, но связанных и движущихся в схожих направлениях с одинаковой скоростью. Временной масштаб, в течение которого происходит разрушение скопления, зависит от его начальной звездной плотности, при этом более плотно упакованные скопления сохраняются дольше. Расчетный период полураспада кластера , после которого половина исходных членов кластера будет потеряна, колеблется в пределах 150–800 миллионов лет в зависимости от исходной плотности.
После того, как кластер стал гравитационно несвязанным., многие из составляющих его звезд будут по-прежнему перемещаться в космосе по аналогичным траекториям в так называемой звездной ассоциации, движущемся скоплении или движущейся группе. Некоторые из самых ярких звезд в «Плуге » Большой Медведицы являются бывшими членами открытого скопления, которое теперь формирует такую ассоциацию, в данном случае Большая Медведица. Группа. В конце концов, их немного отличающиеся относительные скорости заставят их рассеяться по всей галактике. Более крупное скопление тогда известно как поток, если мы обнаружим аналогичные скорости и возраст хорошо разделенных звезд.
диаграммы Герцшпрунга-Рассела для двух рассеянных скоплений. NGC 188 старше и показывает меньшее отключение от главной последовательности, чем то, что видно на M67., когда диаграмма Герцшпрунга-Рассела построен для рассеянного скопления, большинство звезд лежит на главной последовательности. Самые массивные звезды начали отходить от главной последовательности и становятся красными гигантами ; положение поворота относительно главной последовательности может быть использовано для оценки возраста скопления.
Поскольку все звезды в рассеянном скоплении находятся примерно на одинаковом расстоянии от Земли, и родились примерно в одно и то же время из одного и того же сырья, различия в видимой яркости между членами скопления обусловлены только их массой. Это делает рассеянные скопления очень полезными при изучении звездной эволюции, поскольку при сравнении одной звезды с другой многие из переменных параметров фиксируются.
Изучение содержания лития и бериллий в звездах рассеянного скопления может дать важные подсказки об эволюции звезд и их внутренних структур. Хотя ядра водорода не могут сливаться с образованием гелия до тех пор, пока температура не достигнет примерно 10 миллионов К, литий и бериллий разрушаются при температурах 2,5 миллиона и 3,5 миллиона К соответственно. Это означает, что их количество сильно зависит от того, сколько перемешивания происходит в недрах звезды. Изучая их содержание в звездах рассеянного скопления, фиксируются такие переменные, как возраст и химический состав.
Исследования показали, что содержания этих легких элементов намного ниже, чем предсказывают модели звездной эволюции. Хотя причина этого нехватки еще полностью не изучена, одна из возможностей состоит в том, что конвекция в недрах звезды может «перескакивать» в области, где излучение обычно является доминирующим способом переноса энергии.
M11, также известная как «скопление дикой утки», представляет собой очень богатое скопление, расположенное ближе к центру Млечного пути.. Определение расстояний до астрономических объекты имеют решающее значение для их понимания, но подавляющее большинство объектов находятся слишком далеко, чтобы их расстояния можно было напрямую определить. Калибровка шкалы астрономических расстояний основывается на последовательности косвенных и иногда неопределенных измерений, относящихся к ближайшим объектам, расстояние до которых может быть измерено напрямую, со все более удаленными объектами. Открытые кластеры - важный шаг в этой последовательности.
Расстояние до ближайших рассеянных скоплений можно измерить напрямую одним из двух методов. Во-первых, можно измерить параллакс (небольшое изменение видимого положения в течение года, вызванное движением Земли с одной стороны своей орбиты вокруг Солнца на другую) звезд в близких рассеянных скоплениях., как и другие отдельные звезды. Такие скопления, как Плеяды, Гиады и некоторые другие, в пределах примерно 500 световых лет находятся достаточно близко, чтобы этот метод был применим, и результаты, полученные с помощью спутника измерения положения Hipparcos, дали точные расстояния для нескольких скоплений.
Другой прямой метод - это так называемый метод перемещения кластера. Это основано на том факте, что звезды скопления совершают общее движение в пространстве. Измерение собственных движений элементов скопления и построение их видимых движений по небу покажет, что они сходятся в точке схода. Лучевая скорость членов скопления может быть определена из измерений доплеровского сдвига их спектров, и если известны радиальная скорость, собственное движение и угловое расстояние от скопления до точки его исчезновения, простая тригонометрия покажет расстояние до кластера. Гиады - наиболее известное применение этого метода, который показывает, что расстояние до них составляет 46,3 парсеков.
После определения расстояний до ближайших скоплений, дальнейшие методы могут расширить шкалу расстояний до большего далекие скопления. Сопоставляя главную последовательность на диаграмме Герцшпрунга-Рассела для кластера на известном расстоянии с последовательностью более удаленного кластера, можно оценить расстояние до более удаленного кластера. Ближайшее рассеянное скопление - это Гиады : звездная ассоциация, состоящая из большинства звезд Плуга, находится примерно на половине расстояния от Гиад, но представляет собой звездную ассоциацию, а не рассеянное скопление. поскольку звезды гравитационно не связаны друг с другом. Самое дальнее из известных рассеянных скоплений в нашей галактике находится на расстоянии около 15 000 парсеков. Рассеянные скопления, особенно сверхзвездные скопления, также легко обнаруживаются во многих галактиках Местной группы и близлежащих: например, NGC 346 и SSC R136 и NGC 1569 A и B.
Точное знание расстояний до рассеянных скоплений жизненно важно для калибровки зависимости период-светимость, показываемой переменными звездами, такими как цефеида звезд, что позволяет использовать их как стандартные свечи. Эти светящиеся звезды можно обнаружить на больших расстояниях, а затем они используются для расширения шкалы расстояний до ближайших галактик в Местной группе. Действительно, в открытом скоплении, обозначенном как NGC 7790, находятся три классических цефеиды. Переменные RR Лиры слишком стары, чтобы их можно было связать с рассеянными скоплениями, и вместо этого они находятся в шаровых скоплениях <352.>Планеты Рассеянное скопление NGC 6811 содержит две известные планетные системы Кеплер 66 и Кеплер 67.См. Также
Ссылки
Дополнительная литература
Внешние ссылки
 | Викискладе есть медиафайлы, связанные с Открытыми кластерами. |
Это аудиофайл был создан на основе редакции этой статьи от 16 июля 2006 г. и не отражает последующих редакций. ()