Redshift Surveys and Mapping the Universe

Обзоры Redshift и картографирование Вселенной

Knowledge Ark · Вселенная · Глава 10 / Статья 05

Небо, полное точек. Вселенная в глубине.

Две галактики могут казаться расположенными рядом, находясь при этом на огромном расстоянии друг от друга. Читая длины волн их света, астрономы превращают плоский вид неба в карту с глубиной - и в летопись космической истории.

Спектральные отпечаткиКосмическая сетьРасширение и движение
A fictional redshift survey slice Observer-centered view, not a cosmic center. From a sky to a cosmic mapIllustrative survey sliceNearerEarlier lightObserverNot observed data
Иллюстративный срез обзора. Клинновидные диаграммы располагают галактики вокруг точки наблюдения; вершина не является центром Вселенной.[1]
Положение + красное смещениеДве координаты на небе получают наблюдаемую меру глубины.
Для расстояния нужна модельИстория расширения связывает измеренное красное смещение с космологическим расстоянием.
Движение оставляет следКарта красного смещения содержит информацию и о расширении, и о гравитационных потоках.
Обзоры красного смещения и картографирование Вселенной

Что скрывается за рисунком на небе?

Фотография показывает нам направления, яркости и формы. Но она не сразу говорит, какие галактики являются соседями, какие входят в далекий скопление, а какие лишь перекрываются в нашем поле зрения. Обзоры красного смещения добавляют информацию, необходимую, чтобы начать различать эти возможности.

Результат — космическая картография: способ изучать стены, филаменты и пустоты, сравнивать популяции галактик в разные эпохи и проверять физику, которая управляет расширением и ростом структуры. Чтобы правильно читать эти карты, нужно понимать и Вселенную, и то, как обзор ее наблюдает.

Узнаваемые закономерности, переносимые светом

Как измеряют красное смещение галактики?

Спектр разделяет свет по длинам волн. Эмиссионные и поглощательные особенности образуют узнаваемые закономерности, которые можно сравнивать с шаблонами в системе покоя. Обзорные конвейеры ищут красное смещение, наилучшим образом соответствующее наблюдаемому спектру, используя общую картину и качество подгонки, чтобы отличать надежные измерения от неоднозначных.[2]

1 + z = λнаблюдаемая / λв состоянии покоя

Красное смещение z измеряет относительное изменение длины волны. Например, если наблюдаемая длина волны составляет 750 нанометров вместо 500 нанометров, то z = 0.5.[3]

Reading a spectral redshift Abstract line pattern; every wavelength grows by the same factor.Recognize a pattern. Measure its stretch.An illustrative galaxy with redshift z = 0.5Rest-frame patternObserved pattern400500600600750900Wavelength (nm) — the same scale in both strips1 + z = λ observed / λ rest = 1.5Schematic line pattern • Not a measured spectrum
Все длины волн увеличиваются в один и тот же раз — в 1 + z. В примере используются вымышленные положения линий, а не измеренный спектр галактики.[2]

Для света, распространяющегося между наблюдателями, следующими среднему космическому расширению, 1 + z = anow/aemitted, где a - космический масштабный фактор. Если принять anow равным единице, z = 1 соответствует излучению в момент, когда этот масштабный фактор был равен половине. Наблюдаемое красное смещение галактики также может включать движение относительно среднего расширения.[3]

Измеренный сдвиг длины волны становится координатой, зависящей от модели

Как красное смещение превращается в расстояние?

При достаточно малом красном смещении плавный поток Хаббла даёт полезное приближение d ≈ cz/H₀, где c - скорость света, а H₀ - текущая скорость расширения. Однако движения близлежащих галактик могут составлять значительную долю этого сигнала. Простое истолкование cz как скорости удаления не является общим точным правилом для далёких объектов.[4]

При больших красных смещениях астрономы рассчитывают расстояние, используя заданную историю расширения. Один из распространённых вариантов - сопутствующее расстояние вдоль луча зрения, которое исключает общее расширение, чтобы структуры разных эпох можно было сравнивать в согласованных координатах.[3]

Расчёт расстояния

DC(z) = c ∫0z dz′/H(z′). Здесь H(z′) - скорость расширения при красном смещении z′. Расчёт зависит от космологической модели. Сопутствующее расстояние отличается от углового диаметрального расстояния и времени прохождения света.[3]

Карта, составленная из разных моментов времени

Свет от более далёкой галактики обычно начал свой путь раньше. Поэтому обзор охватывает наш конус прошлого света: разные области предстают на разных этапах своей истории. Это не одновременная фотография всей Вселенной в том виде, в каком она существует сегодня. Реалистичные смоделированные обзоры учитывают это, отбирая галактики на соответствующей стадии эволюции вдоль конуса света.[5]

Непосредственно измеряются положение на небе и красное смещение. Преобразование их в карту в мегапарсеках добавляет космологическую модель. Проверка этой модели остаётся частью научного исследования.

От показательных срезов до огромных спектроскопических каталогов

Какие обзоры преобразили космическую картографию?

1986: показательный срез CfA

В работе Де Лаппарента, Геллера и Хучры «Срез Вселенной» был представлен узкий клин красных смещений, полученный в результате расширенного обзора CfA. Концентрации и обширные области с пониженной плотностью стали гораздо заметнее после добавления глубины к проекции неба.[1]

1989: Великая стена

Впоследствии Геллер и Хучра описали Великую стену - гигантское скопление галактик в форме листа. Это был отдельный отчёт, не связанный со срезом 1986 года. Некоторые структуры достигали границ обзора, показывая, как размер карты ограничивает возможности измерений.[6]

2dF: спектроскопия в гораздо большем масштабе

2dF Galaxy Redshift Survey опубликовал 221,414 надёжных красных смещений галактик в своём итоговом каталоге 2003 года.[7] В 2005 году Коул и его коллеги проанализировали его спектр мощности и обнаружили свидетельства барионных акустических осцилляций. Этот результат дополнил акустический пик, измеренный по корреляционной функции SDSS.[8]

SDSS, BOSS и eBOSS: связь космических эпох

Sloan Digital Sky Survey создал обширное наследие изображений и спектроскопических данных. BOSS значительно расширил выборки галактик и квазаров, а eBOSS увеличил их космологический охват. В рамках этих программ также использовался лес Лайман-альфа: поглощение излучения промежуточным водородом в спектрах далёких квазаров, которое позволяет прослеживать структуру за пределами большей части выборки галактик.[9]

Эти карты стали чем-то большим, чем каталоги. Исследователи смогли измерять кластеризацию и её направленные закономерности в разных красных смещениях, связывая распределение галактик с расширением Вселенной и ростом структуры.[9]

Светящиеся трассеры выявляют связный неоднородный ландшафт

Что появляется, когда карта обретает глубину?

Галактики объединяются в группы и скопления, вытягиваются вдоль филаментов и листов, окружая области с пониженной плотностью. В стандартной космологической картине эта космическая паутина развивается по мере того, как гравитация усиливает исходные флуктуации плотности вещества. Тёмная материя формирует значительную часть гравитационной структуры, а охлаждение газа и звездообразование определяют, где появляются светящиеся галактики.[10]

Пустоты тоже содержат структуру

Пустота - это область с пониженной плотностью, а не безлюдное пространство. В ней могут находиться галактики, малые гало и слабая внутренняя сеть. Её границы и измеренный размер зависят от используемой популяции объектов-трассеров и метода идентификации.[11]

Большой размер не всегда означает связанность

Названное сверхскопление может объединять несколько концентраций на огромной территории. Это название не означает автоматически, что вся область гравитационно связана или пришла к равновесию. У её более плотных частей может быть иное будущее, чем у её окраин.[12]

Чтобы выйти за рамки визуальных впечатлений, астрономы измеряют статистические характеристики. Двухточечная корреляционная функция описывает избыточную вероятность обнаружить пары галактик на заданном расстоянии; спектр мощности описывает кластеризацию по пространственному масштабу. Эти взаимосвязанные представления позволяют количественно сопоставлять данные и космологические предсказания.[13]

Видимая форма также отражает движение

Почему некоторые структуры выглядят вытянутыми или сжатыми?

Пекулярная скорость означает движение относительно среднего космического расширения. Её составляющая вдоль луча зрения изменяет измеренное красное смещение галактики. Если каждое смещение интерпретировать как расстояние, это движение меняет видимое радиальное положение галактики на карте.[4]

Motion reshapes a redshift map Redshift-inferred positions stretch within clusters and statistically squash across growing overdensities.How motion reshapes a redshift mapLine of sightReal spaceRedshift spaceWithin a compact clusterAcross a growing overdensityRandom motions → apparent stretchingCoherent infall → statistical squashingSchematic • Galaxy shapes do not change
Видимое искажение влияет на определяемые положения. Сами галактики не растягиваются, приобретая эти формы.[14]

Внутри скоплений случайные орбитальные скорости создают видимые радиальные вытяжения, называемые пальцами Бога. На больших масштабах согласованное падение вещества вызывает статистическое уплощение вдоль луча зрения, обычно называемое эффектом Кайзера. Оба явления возникают из-за скоростей, но в разных динамических режимах.[14]

Отдельное искажение возникает, если предполагаемая космологическая модель переводит угловые интервалы и интервалы красного смещения в расстояния с неверным соотношением масштабов. На этом основан тест Алкока-Пачинского. Поскольку геометрия и пекулярные скорости одновременно изменяют видимые направленные структуры, при анализе необходимо моделировать их совместное воздействие.[15]

Как сочетаются расширение и пекулярное красное смещение?

Если не учитывать меньшие гравитационные вклады и скорректировать движение наблюдателя, 1 + zнаблюдаемое = (1 + zкосмическое)(1 + zпекулярное). Смещения перемножаются; простое вычитание cz − H₀d является лишь приближением для малых красных смещений.[4]

Схему наблюдений необходимо рассматривать вместе с галактиками

Что делает обзор надёжным?

У обзора есть ограничения: охват неба, пороги яркости, цвета объектов, условия наблюдений и вероятность получения надёжного красного смещения. Вместе они определяют его функцию селекции. Уменьшение числа галактик в выборке с увеличением расстояния может отражать пропуск тусклых объектов, а не физическое снижение плотности.[16]

Исследователи моделируют эти эффекты с помощью весов полноты и случайных каталогов, которые воспроизводят схему наблюдений без физического скопления. Моделируемые обзоры добавляют смоделированную структуру и наблюдательные ограничения, помогая проверить восстановление искомого сигнала и оценить коррелированные неопределённости. Такие поправки необходимо проверять; сам факт их наличия не гарантирует устранения всех систематических смещений.[16]

Спектроскопические и фотометрические красные смещения служат разным целям

Два способа оценить красное смещение
Метод Используемая информация Основной компромисс
Спектроскопический Разрешённые спектральные особенности или аппроксимированный спектр Обычно более точные радиальные положения при больших затратах наблюдательного времени на каждый источник
Фотометрический Яркости через несколько фильтров Очень большие выборки, обычно с более широкими и иногда неоднозначными оценками красного смещения

Точность зависит от источника, качества сигнала, фильтров и метода. Ни один из подходов не имеет одной универсальной погрешности красного смещения.[17]

Фотометрические анализы часто работают с распределениями вероятности красного смещения, а не с одним точным значением. Репрезентативная спектроскопия и взаимные корреляции с эталонными выборками помогают откалибровать распределения популяции. При калибровке необходимо учитывать различия между эталонной выборкой и изучаемыми галактиками.[17]

Существует также смещение галактик: выбранная популяция галактик не идеально отражает всю материю. Разные типы галактик находятся в разных окружениях, поэтому амплитуда их скопления может различаться. Модели смещения на больших масштабах являются полезными приближениями; для меньших масштабов и высокоточных анализов требуется более детальное описание.[18]

Геометрия и рост дают взаимодополняющие проверки

Что эти карты могут рассказать нам о космологии?

Акустическая линейка измеряет расширение

Барионные акустические осцилляции оставляют слабую статистическую особенность вблизи приблизительно 150-мегапарсекового сопутствующего масштаба. На всей небесной сфере они ограничивают поперечное расстояние относительно эталонной линейки; вдоль луча зрения они ограничивают скорость расширения, умноженную на длину этой линейки. Измерения на нескольких красных смещениях позволяют проследить, как космическая геометрия меняется с эпохой.[19]

Для преобразования этих отношений в абсолютный масштаб требуется калибровка. Одни только барионные акустические осцилляции не определяют независимо H₀; их интерпретация зависит от звукового горизонта и предполагаемой физики ранней Вселенной. Поэтому сравнения с измерениями реликтового излучения и сверхновых проверяют как историю расширения, так и согласованность цепочек калибровки.[20]

Кластеризация по направлениям измеряет рост

Искажения в пространстве красных смещений содержат информацию о том, насколько быстро растёт структура. Часто приводимая комбинация fσ₈ связывает скорость роста с амплитудой флуктуаций вещества. Для её извлечения требуется модель, связывающая плотность и скорость галактик с лежащим в основе полем вещества. Это не прямое измерение гравитации без дополнительных предположений.[21]

Использование большей части картины кластеризации - её полной формы - повышает чувствительность к плотности вещества, амплитуде флуктуаций и другим космологическим параметрам. Например, анализ DESI полной формы за первый год объединил эти измерения с акустической информацией и дополнительными данными. Полученные ограничения зависят от модели и от того, какие наблюдения включены.[13]

Текущие намёки всё ещё требуют перекрёстных проверок

Некоторые совместные анализы отдают предпочтение эволюционирующей тёмной энергии, а не космологической постоянной; степень этого предпочтения зависит от модели и набора данных. Анализ DESI 2026 года геометрии лайман-альфа в DR2 немного уменьшил расхождение с ожиданиями по данным реликтового излучения. Более подробная карта не обязательно усиливает прежний намёк, и эти результаты не устанавливают физическую природу тёмной энергии.[22]

Карта связывает космическую структуру с отдельными галактиками

Что ещё можно узнать из тех же наблюдений?

Для картирования потоков требуется ещё одно измерение расстояния

Чтобы оценить пекулярную скорость отдельной галактики, астрономы объединяют её красное смещение с показателем расстояния, независимым от этого красного смещения, - например, с соотношением, связанным с вращением галактики, или с откалиброванной сверхновой. Каталоги, такие как Cosmicflows-4, собирают эти измерения, чтобы исследовать поле скоростей и распределение вещества, которое его формирует.[23]

Большинство таких наблюдений ограничивает радиальное движение. Восстановление трёхмерного поля потоков требует дополнительных допущений и связано с неопределённостью, особенно там, где расстояния измерены редко или с большим шумом. При сравнении потоков с космологическими предсказаниями также необходимо учитывать калибровку расстояний и ошибки преобразования неопределённых расстояний в скорости.[23]

У эволюции галактик есть адрес

С помощью спектроскопии и дополнительных наблюдений исследователи сравнивают звёздные популяции, содержание газа и звездообразование в разных окружениях. В обзорах RESOLVE и ECO многие предполагаемые закономерности вблизи филаментов ослабевали или менялись, если учитывать звёздную массу, принадлежность к группе и массу гало. Местоположение имеет значение, но корреляция с филаментом не позволяет выделить одну физическую причину.[24]

MaNGA, ещё одна программа SDSS, добавляет детали другого типа: спектры отдельных галактик по всей их площади. Она картирует внутренние движения звёзд и газа, а также различия в их популяциях. Это дополняет картирование крупномасштабных красных смещений, исследуя процессы внутри галактик, образующих более широкую космическую сеть.[25]

Более полный охват, разные трассеры и более тщательно контролируемые измерения

Какие обзоры расширяют карту?

DESI: тысячи спектров одновременно

Спектроскопический инструмент тёмной энергии использует 5 000 волокон, позиционируемых роботами, на телескопе Мэйолла. Основной обзор начался в мае 2021 года. Первоначальная программа наблюдений была завершена в апреле 2026 года, а расширенные наблюдения продолжаются. Завершение наблюдений не означает завершения космологического анализа.[26]

Космологические результаты DR2 DESI основаны на трёх годах наблюдений, включая более 14 миллионов галактик и квазаров. Не следует путать эту отобранную аналитическую выборку с гораздо большим общим числом объектов, накопленным за всю программу наблюдений.[27]

Euclid: получение изображений и спектроскопия

Euclid работает: с февраля 2024 года проводятся плановые научные наблюдения.[28] Его спектроскопия в ближнем инфракрасном диапазоне определяет красные смещения для изучения скопления галактик, а изображения используются в исследованиях слабого гравитационного линзирования. Выборки изображений и спектроскопии различаются: получение изображений миллиардов галактик не означает получение миллиардов точных спектров.[29]

Роман: подготовка к научной работе

Сентябрьское обновление NASA за 2026 год указывает, что Roman находится на этапе ввода в эксплуатацию во время полёта к точке L2 системы Солнце–Земля. Проверка приборов и калибровка подготавливают его к программе наблюдений; это отличается от уже завершённого космологического обзора.[30]

Другой путь: совокупное свечение водорода

Картирование интенсивности излучения на длине волны 21 см отслеживает нейтральный водород по совокупному линейчатому излучению, не разрешая каждую галактику. Разные инструменты нацелены на разные диапазоны красного смещения; это не означает, что каждый обзор водорода является картой реионизации. Передний план и калибровка приборов представляют собой серьёзные проблемы.[31]

Сообщаемое CHIME обнаружение автоспектра мощности на длине волны 21 см демонстрирует скопление водорода, но фильтрация переднего плана удаляет моды, необходимые для восстановления BAO. Поэтому обнаружение линейчатого излучения или скопления является иным этапом, чем измерение акустической линейки.[32]

Статус исследований и миссии проверен: 8 сентября 2026 года.

Источники и дополнительные материалы

Оригинальные исследования, научные обзоры и официальная информация об обзорах. Проверено в сентябре 2026 года. Оригинальные иллюстрации объясняют структуру и методы измерений; они не являются картами наблюдений.

  1. de Lapparent, Geller & Huchra (1986) — Срез ВселеннойВлиятельный срез обзора CfA выявил связанные концентрации галактик, окружающие большие области с пониженной плотностью.
  2. Bolton и др. (2012) — Спектральная классификация и измерение красного смещения для BOSSКак спектральные шаблоны, качество подгонки и повторные наблюдения позволяют определить красные смещения и их неопределённости.
  3. Hogg (1999; исправлено в 2000 г.) — Меры расстояния в космологииКрасное смещение, масштабный фактор и различие между сопутствующими расстояниями, угловым диаметром и светимостью.
  4. Davis & Scrimgeour (2014) — Вывод точных пекулярных скоростейПочему космологические и пекулярные красные смещения складываются мультипликативно и почему простое вычитание скоростей может давать сбои.
  5. Overzier и др. — Обсерватория Millennium Run: Первый светПочему реалистичные имитационные обзоры наблюдают галактики в разные космические эпохи вдоль светового конуса наблюдателя.
  6. Geller & Huchra (1989) — Картирование ВселеннойРасширенный обзор CfA выявил Великую стену — широкую плоскую структуру из галактик.
  7. Colless и др. (2003) — обзор галактик 2dF: финальный выпуск данныхФинальный выпуск содержит надёжные красные смещения для 221,414 галактик с документированными сведениями об отборе и качестве.
  8. Cole и др. (2005) — обзор галактик 2dF: анализ спектра мощностиИтоговый спектр мощности 2dF продемонстрировал акустический отпечаток и ограничил космологические параметры при явно заданных предположениях моделирования.
  9. Alam и др. (2020/2021) — два десятилетия космологии SDSS, BOSS и eBOSSГалактики, квазары и поглощение водорода распространяют акустическую линейку на широкий диапазон космической истории.
  10. Frenk и White (2012) — тёмная материя и космическая структураСвязывает космическую паутину с гравитационным ростом и объясняет, почему светящиеся галактики не идеально прослеживают распределение материи.
  11. van de Weygaert и Platen (2009) — космические войды: структура, динамика и галактикиОписывает области с пониженной плотностью, в которых сохраняются галактики и субструктуры, а не полностью пустые космические полости.
  12. Chon, Böhringer и Zaroubi (2015) — об определении сверхскопленийОбъясняет, почему названное сверхскопление не обязательно представляет собой единую гравитационно связанную и релаксировавшую систему.
  13. Коллаборация DESI (2024/2025) — космологические ограничения по кластеризации полной формыКластеризация за пределами акустической линейки добавляет информацию о росте структуры, плотности материи и проверяемых отклонениях от общей теории относительности.
  14. Hamilton (1998) — линейные искажения красного смещения: обзорРазличные эффекты когерентного падения вещества и случайных движений в скоплениях на видимую радиальную структуру.
  15. Ballinger, Peacock и Heavens (1996) — измерение космологической постоянной по обзорам красных смещенийГеометрическое растяжение, обусловленное предполагаемым соотношением расстояний, необходимо отделять от искажений, вызванных пекулярными скоростями.
  16. Коллаборация DESI (2025) — DESI 2024 II: определения выборки, характеристики и статистика двухточечной кластеризацииОтбор объектов обзора, случайные каталоги, поправки на приборные эффекты и проверка по результатам моделируемых наблюдений.
  17. Newman и Gruen (2022) — фотометрические красные смещения для обзоров следующего поколенияКомпромисс между точностью и широкополосными красными смещениями, а также важность калибровки полных распределений красных смещений.
  18. Desjacques, Jeong и Schmidt (2018) — смещение галактик на больших масштабахПочему галактики статистически прослеживают распределение материи: эта связь формируется образованием галактик и гравитационным окружением.
  19. Weinberg и др. (2013) — наблюдательные методы исследования космического ускоренияОбъясняет поперечные и радиальные акустические расстояния, а также объединённую усреднённую по объёму меру расстояния.
  20. Addison и др. (2018) — измерения БАO и расхождение в значениях постоянной ХабблаОтличает некалиброванные расстояния БАO от вывода об абсолютной скорости расширения с использованием информации о ранней Вселенной.
  21. Song & Percival (2009) — восстановление истории формирования структуры с использованием искажений красного смещенияЧто измеряет комбинация роста fσ8 и какие предположения моделирования входят в её интерпретацию.
  22. Коллаборация DESI (2026) — геометрия по линии Лайман-альфа в DR2 и ограничения на тёмную энергиюОбновлённое измерение геометрии на больших красных смещениях дополняет БАO и немного сдвигает объединённые результаты в сторону стандартной модели.
  23. Tully и др. (2023) — Cosmicflows-4Объединение независимых индикаторов расстояния до галактик для оценки радиальных пекулярных движений и их неопределённостей.
  24. Hoosain и др. (2024) — филаменты и свойства галактик в обзорах RESOLVE и ECOПозволяет отделить близость к филаментам от звёздной массы, принадлежности к группе и массы гало при сравнении свойств галактик.
  25. Bundy и др. (2015) — обзор обзора SDSS-IV MaNGAСпектроскопия с интегральным полем картирует движения и состав звёзд и газа в близлежащих галактиках.
  26. Лаборатория Беркли (15 апреля 2026 года) — DESI завершает первоначальный обзор и продолжает исследованияDESI начал основной обзор в мае 2021 года, завершил первоначальную программу наблюдений и продолжает расширенную программу.
  27. Коллаборация DESI (2025) — измерения акустического масштаба в DR2 и космологические ограниченияТри года наблюдений DESI обеспечили точные расстояния по БАO; интерпретация тёмной энергии зависит от моделей и других наборов данных.
  28. ESA (24 июня 2026 года) — работа обзорной миссии Euclid и последний выпуск данныхEuclid — действующая обзорная миссия; регулярные научные наблюдения начались в феврале 2024 года.
  29. Консорциум Euclid (2023) — измерение космического расширения с помощью БАOEuclid объединяет спектроскопию галактик в ближнем инфракрасном диапазоне для изучения скоплений с измерениями слабого линзирования.
  30. NASA (обновлено 7 сентября 2026 года) — ввод Roman в эксплуатациюRoman проходит проверку приборов и калибровку, направляясь к точке L2 системы Солнце–Земля.
  31. Chang и Lidz (2026) — картирование интенсивности линийНеразрешённое линейчатое излучение может расширить измерения акустического масштаба, при этом удаление переднего плана и калибровка остаются основными проблемами.
  32. Коллаборация CHIME (2025) — обнаружение автоспектра мощности на длине волны 21 смCHIME обнаруживает скопления водорода, однако восстановление масштаба БАO остаётся отдельной наблюдательной задачей.
Продолжить исследование · Глава 10

Космология и крупномасштабная структура Вселенной

  1. Космическая инфляция: теория и доказательства
  2. Космическая паутина: филаменты, пустоты и сверхскопления
  3. Детальная структура реликтового микроволнового фона
  4. Барионные акустические осцилляции
  5. Обзоры красного смещения и картирование Вселенной · Вы здесь
  6. Гравитационное линзирование: естественный космический телескоп
  7. Измерение постоянной Хаббла: напряжённость
  8. Обзоры тёмной энергии
  9. Анизотропии и неоднородности
  10. Текущие дебаты и нерешённые вопросы
Обзор главыИсследовать коллекцию «Вселенная»Вернуться наверх ↑
Вернуться к блогу