Milchstraße

Unsere Heimat


Fotos  M.Heeg

Die Milchstraße, eine bzw.  ” unsere ”  Galaxie …

Die Milchstraße ist die Galaxie in welcher sich unser Sonnensystem mit der Erde befindet.
Entsprechend ihrer Form als flache Scheibe, die aus Milliarden von Sternen besteht,
ist die Milchstraße von der Erde aus ( von der Seite gesehen ) als bandförmige Aufhellung am Nachthimmel sichtbar, die sich über 360° um uns herum erstreckt.

Ihrer Struktur nach zählt die Milchstraße zu den Balkenspiralgalaxien.

Während heute wegen der Lichtverschmutzung für viele die Milchstraße nicht mehr zur Alltagserfahrung gehört, war sie seit jeher als heller, schmaler Streifen am Nachthimmel allgemein bekannt.

Dass sich dieses weißliche Band in Wirklichkeit aus unzähligen einzelnen Sternen zusammensetzt,  welche den für uns hellen Streifen bilden, wurde in der Neuzeit 1609 von Galileo Galilei erkannt, der die Erscheinung als Erster durch ein Fernrohr betrachtete.

Die Milchstraße besteht nach heutiger Schätzung aus ca. 100 bis 300 Milliarden Sternen.

Meine drei Fotos ( aufgenommen am Bodensee im Aug. 2018 ) zeigen nur einen kleinen Ausschnitt im Bereich der Sternbilder Schwan / Adler.

Sie wurden mit stehender Kamera, ohne Nachführung aufgenommen.

Durchmesser          170.000 – 200.000 Lichtjahre
Dicke                  3.000 – 16.000 (Bulge) Lichtjahre
Sterne                               ca. 100 – 300 Milliarden
Typ                                            Balkenspiralgalaxie

Quelle : Wikipedia

 

Spektroskopie

Informationen aus dem Sternlicht

 Fotos / Daten  M.Heeg

Das Licht der Stern

Die Spektralanalyse ist seit über 100 Jahren das Mittel welches uns erlaubt die Sterne zu Erforschen. Mit Ihr ist es möglich Informationen, nicht nur über z.B chemische Stoffe und Elemente entfernter Lichtquellen zu erfahren, sondern auch auf viele abhängige physikalische Rückschlüsse zu folgern.

Die astronomische Spektroskopie begann mit Josef Fraunhofer, der 1814 dunkle Linien im Sonnenspektrum entdeckte, sie aber noch nicht erklären konnte. Die Deutung dieser Fraunhofer-Linien gelang erst als Folge der Versuche von Kirchhoff und Bunsen, die 1859 bei leuchtenden Gasen jeweils typische Farben feststellten.

Vieles bzw. fast alles was wir inhaltlich über die weit entfernten Sterne und sonstigen Lichtquellen unseres Universums wissen verdanken wir dieser Untersuchungsmethode.

Meine Sperktrallinienfotos bzw. die Daten der Diagrammreihen wurden mit dem
Star Analyser 100 – 1,25″ Blaze-Gitter gewonnen, einem speziellen optische Gitter welches das ankommende Licht in seine “Bestandteile / Wellenlängen
aufteilt.

Die Datenaufbereitung erfolgte dann mit dem Programm Visual Spec.

Meine kleine Datenreihe soll nur die Möglichkeiten aufzeigen bzw. diente mir selber zu Verständnis der Erfassungs.- Mess.- und Auswertemethode mit Amateurmitteln.

Okularprojektion

“Einfache Astrofotos”

   

Fotos  M.Heeg     

Astrofotos

Die Okularprojektion ist die einfachste Methode um zu Astrofotos zu gelangen. Es wird einfach die Kamera hinter dem Beobachtungsokular des Teleskops in den Fokus gebracht. Man benötigt dazu bei Langzeitbelichtungen, z.B. mit einer Spiegelreflexkamera (DSLR) einen T2-Adapter zur stabilen Befestigung und Positionierung der Kamera am Okular.

Für kurze Schnappschüsse, heller Objekte wie Mond – ( Sonne => NUR MIT FILTER ) und Planeten ist aber auch gut ein Smartphone oder Handy zu gebrauchen.

Das Aufnahmegerät wird hier frei Hand am Okular gehalten. Mit etwas Geduld und Übung gelingen auch so brauchbare Aufnahmen.

Meine Aufnahmen zeigen eine solche “frei Hand” Okularprojektion der Sonnenoberfläche mit einer speziell zur Sonnenbeobachtung geeigneten Optik, wie auch am Mond.

Zu sehen ist im Sonnenfoto die Chromosphäre, eine ca. 10000 Kilometer ( 1,5 % des Sonnenradius ) “dicke” Schicht aus dünnem Gas. In meinem Foto abglichtet, bei einer gefilterten Wellenlänge von 656,28 Nanometern.

Ohne spezielle Filter dürfen Sie weder mit dem Auge direkt , noch mit einer Kamera das Licht der Sonne versuchen in einer Optik anzusehen oder abzulichten.

Ihr Auge wie auch die Kamera werden definitiv schwer geschädigt, bzw. Ihr Auge bis hin zur Erbildung zerstört !

Die Mondbeobachtung hingegen bzw. auch die Fotografie ist absolut gefahrlos ohne spezielle Filter durchführbar.

Astronomische Entfernungsmaße

Nah – Fern – Unendlich ?

Fotos und Animation  M.Heeg

Zur Zeitrafferanimation ( 25 Mb ) – timelapse_night_2017_12_28

Der Weltraum – unendliche Weiten …

Wir schreiben das Jahr 2200. Dies sind die Abenteuer des Raumschiffs Enterprise, das mit seiner 400 Mann starken Besatzung 5 Jahre lang unterwegs ist, um neue Welten zu erforschen, neues Leben und neue Zivilisationen. Viele Lichtjahre von der Erde entfernt, dringt die Enterprise in Galaxien vor, die nie ein Mensch zuvor gesehen hat …

… diesen Filmbeginn kennen wir alle !

Aber wie weit weg ist das ? Als Entfernungsmaß.- Angabe werden in der Astronomie, zusätzlich zu der uns allen bekannten Einheit Km, verschiedene weitere Einheiten benutzt.

Eine Astronomische Einheit ( abgekürzt AE ) hat eine Länge von 149 597 870 700 Metern und entspricht ungefähr dem mittleren Abstand zwischen der Erde und der Sonne, also dem mittleren Erdbahnradius. Dieses sind also ca. 149 Mio. Km

Ein Lichtjahr ( abgekürzt Lj ) ist die Strecke, die ein Lichtsignal in einem Jahr ( im Vakuum ) zurücklegt. Diese Strecke entspricht dann ca. 9,5 Billionen Km oder ca. 63241 AE.

Ein Parsec ( abgekürzt pc ) ist eine weiter Größenordnung.- Angabe für große Entfernungen.
In dieser Größe erscheint die Strecke einer Astronomischen Einheit unter dem Winkel von einer Bogensekunde. Ein Lichtjahr wären entsprechend ca. 0.3066 Parsec.

Einige Beispiele zum verdeutlichen :

Die mittlere Entfernung von Erde und Mond beträgt ca. 1,3 Lichtsekunden.
Die Erde ist von der Sonne im Mittel ca. 500 Lichtsekunden bzw. 8,3 Lichtminuten entfernt.
Die mittlere Entfernung zwischen Sonne und Neptun beträgt ca. 4,17 Lichtstunden.
Der sonnennächste Stern, Proxima Centauri, ist ca. 4,2 Lichtjahre entfernt.
Der Durchmesser unserer Galaxie, der Milchstraße, beträgt ca. 100.000 Lichtjahre.
Die Entfernung zur nächsten größeren Galaxie, dem Andromedanebel, beträgt ca. 2,4–2,7 Millionen Lichtjahre.
Die Raumsonde Voyager 1, die 1977 startete, erreichte 2013 einen Abstand zur Erde von ca. 18 Milliarden Kilometern, das entspricht etwa 18 Lichtstunden ( oder ca. 1/500 Lichtjahr ) und verließ die Heliosphäre.

Meine  AllSky-Aufnahme, wie auch die erstellte Zeitrafferanimation zeigen teilweise entsprechende Objekte.

Der Mond ca. 384.000 Km, Uranus ca. 17.2 bis 21.1 AE, Andromeda ca. 2,5 x 10 hoch 6 Lichtjahre entfernt …

Astrometrie / Photometrie

Sternmessungen

2016_12_21_vega  Foto  M.Heeg

Helligkeit und Ausrichtung

Nach meinem Umzug und hierdurch stark veränderten Beobachtungsbedingungen konnte ich mich nun erstmals wieder etwas “astronomisch” betätigen.

Da als erstes meine kleine Staradventurer Montierung ( ohne Polarissicht ) ausgerichtet werden sollte, galt mein Interesse der möglichen Nachführzeit. Bei 625 mm Brennweite schaffe ich es zur Zeit ( ohne Guiding ) 30 Sek. lang zu belichten ohne Strichspuren zu erhalten.

Mein Einzelfoto zeigt die so zu erreichende Sternhelligkeit von ca. 12.6 mag. Auch die mit Maxim Dl ermittelten Astrometriewerte von 1.41″ / pix in diesem Foto sind brauchbar. Entsprechende Infos sind auf dem Foto vermerkt,

Im nächsten Versuch werde ich die Brennweite  wohl noch etwas verkleinern wie auch mehrere Fotos ” stacken “ und so schauen welche Grenzgröße ich ( mitten aus der Stadt ) erreichen kann. Auch ein ”  guiden ” in R.A. wird hierzu wohl hilfreich sein.

So werden dann “ tiefere ” Belichtungen bzw. veränderte Grenzgrößen möglich werden. Ich werde also versuchen mich in Zukunft astrometrisch bzw. photometrisch zu betätigen und werde berichten.

Hubble Farbpalette – Bi Color

Falschfarben

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ngc6960_6979_2016_08_24   Fotos   M.Heeg

Falschfarben

Wie soll die Farbaufnahme von Himmelsobjekten eigentlich “richtig” aussehen  … ?

Zeigt sie die für uns sichtbare Strahlung, so wie das Objekt sie ausgesendet hat oder soll die farbliche Wiedergabe eher möglichst dem entsprechen, was das menschliche Auge “erkennen” soll, oder gar überhaupt nur wahrnehmen kann ?

Durch unser Auge dringt ein unterschiedliches Lichtspektrum. Das Gehirn verarbeitet diese Informationen und ” gaukelt ” uns eine farbliche Darstellung vor, welche aber nur eine von vielen “richtigen” ist.

Astronomische Farbbilder werden oft aus 3 Einzelaufnahmen mit den Filtern Rot, Grün und Blau erstellt.  Dieser Satz R G B – Breitbandfilter beinhaltet so das jeweilige, komplette Spektrum im Durchlaßbereich der  Farbwellenlänge. Diese 3 Einzelfarbbilder werden im Computer dann mit Hilfe einer Bildbearbeitungssoftware zu einem RGB – Farbbild zusammengesetzt.

Der Bearbeiter / Fotograf entscheidet dabei über die Mischung der drei Grundfarben und somit über den gezeigten Objektfarbton. Die Ausarbeitung wird somit zu einer subjektiven Angelegenheit und bietet ein weites Feld für individuelle Freiheiten, je nach dem, was man darstellen möchte.

Die Beobachtungsbedingungen in der Nähe von Ballungsgebieten leiden immer mehr unter der vorhandenen und zunehmenden Lichtverschmutzung.  Schwache Deep-Sky Objekte heben sich hier kaum noch von dem hellen Himmelshintergrund ab und sind dadurch fast nicht mehr zu beobachten.  Leuchtende Gasnebel senden jedoch auch oftmals ihr Licht in ganz bestimmten (schmalen) Wellenlängenbereichen aus. Diese Eigenschaft kann man sich beim Einsatz engbandiger Schmalband – Filter zunutze machen.

Die Schmalband-Fotografie ermöglicht so Astrofotografie auch in Stadtnähe und sogar bei Mondschein. Es ist somit also auch für mich ein Grund, diese “Schmalband-Fototechnik” zu benutzen da auch ich in einer sehr  “lichtverschmutzten Region” wohne .

Die schmale Durchgangskennlinie dieser Filter erfordert jedoch längere Belichtungszeiten. Während die Ha-Kanäle oft noch recht hohe Signale liefern, sind die OIII-Kanäle meistens wesentlich schwächer. Ebenso ist es je nach Objekt auch im SII Lichtspektrum. Es sind so Belichtungszeiten von 2 bis 10 Minuten je Kanal oder mehr üblich bzw. notwendig. Die lange Belichtungszeit erfordert entsprechend aber eine exakte Nachführung der Kamera um zu guten Ergebnissen zu kommen.

Die Wellenlängenbereiche der Schmalbandfilter bzw. Hubble-Farbpalette sind :

S-II die Spektrallinie des einfach ionisierten Schwefels – als Kanal „rot“. – ca. (672 nm)

Ha die Spektrallinie des Wasserstoffs – als Kanal „grün“. – ca. (556 nm)

O-III die Spektrallinien des zweifach ionisierten Sauerstoffs – als Kanal „blau“. – ca. (496 nm)

Eine weitere, mögliche Variante der Schmalband-Fotografie ist die Bicolor-Technik. Hier benutzt man mit Ha– und OIII-Filtern nur zwei Aufnahmewellenlängen zur tatsächlichen, bzw. praktischen Objektaufnahme. Es wird der Ha-Kanal der Farbe Rot und der OIII-Kanal der Farbe Blau direkt zugeordnet. Der Grünkanal wird aus einer Kombination der beiden Kanäle künstlich im Computer  erzeugt.

Auch bei der Bicolor-Bildbearbeitung stellt sich wieder die Frage nach der Farbgebung . Wie setzt man das Farbbild aus den verschiedenen Farbkanälen “richtig” zusammen ?  Es sind hier auch verschiedene andere Kombinationen bei den Farbkanalzuweisungen denkbar. Auf jeden Fall hat man so unterschiedliche Möglichkeiten die Himmelsobjekte darzustellen und verläßt dabei die üblichen RGB-Farbdarstellungen.

Meine zwei Aufnahmen zeigen zum Beispiel den Gasnebel NGC 7000 in der Hubble Farbpalette als SII Ha OIII – RGB , oder aber die Emission.- Reflexionsnebel NGC 6960 und NGC 6979 als Ha Ha SII OII – L RGB Aufnahme. Hier habe ich noch zusätzlich einen ” Helligkeitskanal ” (Luminanz) eingefügt.

Alle gezeigten Objekte sind recht einfach im Sternbild Schwan zu finden. Die genauen Aufnahmedaten sind jeweils in der Fotounterschrift zu finden.

Quelle : Wikipedia und Internet

Strichspuraufnahmen

Und sie dreht sich doch …

strichspur_2012_09_29_02

strichspur_2012_09_29_01   Fotos   M.Heeg

Startrails

Im Mai und Juni hatte ich die schlechtesten Beobachtungs.- Astrofotobedingungen
seit vielen Jahren. Hierdurch waren fast keine Himmelsobjekte ablichtbar. Entsprechend habe ich heute hier “nur” etwas aus meinem Archiv einfügen können.

Die Aufnahmen stammen aus dem September 2012.  Sie zeigen die Möglichkeit / Ergebnisse einfacher Astrofotografie. Diese Art der Astrofotografie ertellt Strichspuraufnahmen .

Technische Details zu den Aufnahmen selber sind in wie immer der Bildunterschrift vermerkt.

Benötigt wird hierzu lediglich ein Kamera welche ” Langzeitbelichtung ” erlaubt, ein weitwinkliges Objektiv und ein Stativ. Die Kamera wird ohneNachführung ” ( Ausgleich der Erdrotation ) via Stativ auf einen “ sternreichenHimmelsausschnitt gerichtet. Die Dauer der Belichtung entscheidet nun über die Länge der ” Sternspuren “.

Hier noch eine Kurze Info zu Strichspuraufnahmen an sich, aus Wikipedia.

Strichspuraufnahmen oder Startrails sind in der Astrofotografie eine Art der fotografischen Wiedergabe welche den nächtlichen Himmel mit einer langen Belichtungszeit bei stehender bzw. nicht korrekt mitgeführter Kamera ablichten.

Durch die Erdrotation scheinen sich dann die Himmelskörper zu bewegen. Abhängig von der Brennweite des verwendeten Objektives existiert eine maximale Belichtungszeit, bei welcher die Sterne noch punktförmig abgebildet werden. Dieser Maximalwert in Sekunden errechnet sich nach folgender Faustformel :

420
t   =   —————————-
Objektivbrennweite

Längere Belichtungszeiten führen also zu Abbildungen, bei welchen die Himmelskörper nicht mehr punkt-, sondern strichförmig ( siehe meine Abbildungen ) dargestellt werden.

Quelle : Wikipedia

Doppelsternsysteme

Alkor und Mizar

alkor_mizar_2016_04_20_02   Foto   M.Heeg

Optische und physikalische Begleiter

Als mit bloßem Auge trennbare Doppelsterne waren Mizar und Alkor bereits lange vor der Erfindung des Fernrohrs bekannt. Mittelalterliche arabische Quellen berichten, dass dieses optische Doppelsternpaar als Sehtest gedient haben soll. Mizar ( Eigenname des Sterns ζ Ursae Majoris – kurz: ζ UMa ) im Sternbild Großer Bär, ist der mittlere Deichselstern des Großen Wagens.

Bereits freiäugig sichtbar hat Mizar also den optischen Begleiter Alkor, der 4,0m hell ist und bei dunklem Himmel mit normalsichtigem Auge gut erkannt werden kann. Mizar ist selber ein visueller Doppelstern, der mit Teleskopen und Fernrohren ab 5 cm Objektivöffnung trennbar ist. Seine Komponenten sind Mizar A – 2,28 m und Mizar B – 3,94 m hell ( zusammen 2,07 m ) und stehen 14,4 Winkelsekunden auseinander.

Mizar wurde als erster Doppelstern überhaupt mit Hilfe eines Fernrohrs als solcher erkannt. Häufig wird in der Literatur hierzu Giovanni Riccioli erwähnt, welcher der Erste gewesen sei, der um 1650 die Doppelsternnatur von Mizar selber entdeckte.

Alkor ( Bayer-Bezeichnung: g Ursae Majoris, kurz: g UMa ) oder umgangssprachlich „Reiterlein“, ist also der optische Begleiter von Mizar. Er besitzt eine scheinbare Helligkeit von 4,0 m und liegt etwa 82 Lichtjahre von der Sonne entfernt. Auch Alkor ist kein Einzelstern, sondern ein Doppelsternsystem, welches aus Alkor A und B besteht. Bis heute ist nicht zweifelsfrei geklärt, ob das Alkor-System mit dem benachbarten Mizar-Stystem ein übergeordnetes Mehrfachsternsystem bildet.

Die Entdeckung von Alkor B wurde von zwei US-amerikanischen Astronomenteams unabhängig voneinander gemacht und im Jahr 2010 veröffentlicht. Dabei wurde Alkor B nicht im sichtbaren Licht, sondern im mittleren Infrarot bzw. im nahen Infrarot entdeckt.

Der Abstand von Alkor B zu Alkor A beträgt nur 1,11 Winkelsekunden, der Positionswinkel 208,8°.

Mein Foto zeigt Alkor und Mizar ohne jedoch Mizar in seine Komponenten A und B selber zu trennen, was jedoch bei kürzerer Belichtung möglich wäre.

Beobachtungsdaten:

Rektaszension

Mizar A   13h 23m 55,42s

Mizar B   13h 23m 56,21s

Deklination

Mizar A   +54° 55′ 31,5″

Mizar B   +54° 55′ 18,8″

Scheinbare Helligkeit

Mizar A    2,28 mag

Mizar B    3,94 mag

Quelle : Wikipedia

Offener Sternhaufen

Messier 37

m37_2016_03_17   Foto   M.Heeg

Jede Menge Sterne

Als offene Sternhaufen werden Ansammlungen von etwa zwanzig bis zu einigen tausend Sternen bezeichnet, welche sich aus derselben Molekülwolke gebildet haben. Ihre Konzentration im Zentrum ist relativ gering. Dennoch heben sie sich deutlich vom Sternhintergrund ab. Von den dicht gepackten Kugelsternhaufen unterscheiden sie sich durch Größe, Lokalisation, Alter und Entstehung, vor allem aber durch ihre geringere Sterndichte.

Junge offene Sternhaufen können sich immer noch in jener Molekülwolke befinden, aus der sie entstanden sind. Diese wird dadurch aufgehellt, und es entsteht ein ionisiertes H-II-Gebiet. Jedoch führt der Strahlungsdruck der jungen Sterne dazu, dass die Molekülwolke allmählich zerstreut wird.

Für die Untersuchung der Sternentstehung sind offene Sternhaufen sehr wichtige Objekte. Der Grund dafür ist, dass alle Haufensterne ungefähr das gleiche Alter und dieselbe chemische Zusammensetzung haben.

Messier 37 (auch als NGC 2099 bezeichnet) ist einer der der drei Offenen Sternhaufen im Wintersternbild Fuhrmann. Seine Helligkeit beträgt 5,6 mag, seine Winkelausdehnung 24′.

Er kann bei ideal dunklem Himmel freiäugig erkannt werden. Im Feldstecher zeigt er einen ovalen Nebelfleck aus 8-12 Sternen ca. 9. Größe. Von seinen etwa 2000 Sternen sind 200 heller als 13 mag, darunter etwa 15 Rote Riesen, 20 Veränderliche und über 30 Doppelsterne.

Im Haufenzentrum steht der markante F8-Stern HD 39183 mit 9,2 mag. Wegen seiner großen Sternanzahl diente Messier 37 vielen Astronomen als Objekt zur Untersuchung der Sternentwicklung.

Quelle : Wikipedia

Polarlicht

Aurora borealis

polarlicht_2016_01_03_02

polarlicht_2016_01_03_01  Fotos   M.Heeg

Lichterscheinungen

Das Polarlicht ( als Nordlicht am Nordpol wissenschaftlich Aurora borealis, als Südlicht am Südpol Aurora australis benannt ) ist eine Leuchterscheinung durch angeregte Stickstoff– und Sauerstoffatome der Hochatmosphäre, welche in Polargebieten beim Auftreffen beschleunigter geladener Teilchen aus der Erdmagnetosphäre auf die Atmosphäre hervorgerufen wird.

Polarlichter sind meistens in zwei etwa 3 bis 6 Breitengrade umfassenden Bändern in der Nähe der Magnetpole zu sehen.

Ihre Energie stammt ursprünglich aus Emissionen der Sonne. Sonnenwindteilchen treffen auf die irdische Magnetosphäre und treten mit ihr in Wechselwirkung. Wenn die Plasmateilchen bis in die Atmosphäre herunterströmen, regen sie bei Kollisionen die verdünnten Gase in hohen Schichten der Atmosphäre an. Diese emittieren beim Abfallen der Erregung ein Fluoreszenzlicht.

Auch auf anderen Planeten des Sonnensystems werden diese Erscheinungen beobachtet. Voraussetzung hierfür ist, dass der Planet ein eigenes Magnetfeld und eine Atmosphäre besitzt.

Die Häufigkeit der Polarlichterscheinungen hängt von der Sonnenaktivität ab. Die großen koronalen Massenauswürfe sind für Polarlichter in Mitteleuropa verantwortlich.

Es treten vier verschiedene Arten von Polarlichtern auf, welche abhängig von den Sonnenwinden sind. Diese sind, Corona, Vorhänge, ruhige Bögen und Bänder. Wissenschaftlich werden sie gemäß der ” Valance-Jones Classification “ unterteilt.

Polarlichter können auch verschiedene Farben haben. Grünes Licht ( 557,7 Nanometer Wellenlänge ) entsteht durch Sauerstoffatome, die in gut 100 km Höhe angeregt werden und während ihrer angeregten Zeit auf andere Teilchen treffen.

Ohne Zusammenstoß emittieren Sauerstoffatome rotes Licht ( 630 Nanometer Wellenlänge ), was hauptsächlich in der dünneren Atmosphäre in höheren Schichten in etwa 200 km Höhe auftritt. Angeregte Stickstoffatome senden auch violettes bis blaues Licht  ( 428 Nanometer ) aus.

Vor oder außerhalb der wissenschaftlichen Erklärungen bestanden zahlreiche mythologische Erklärungen.

Verschiedene Kulturen im Norden Amerikas, Europas und Asiens sahen in ihnen Aktivitäten von Göttern und Geistern, sowohl in Form von Kämpfen oder Tänzen, aber auch als Mitteilungen an die Menschen. Besonders im Mittelalter galten in Europa Polarlichter, ähnlich wie Kometen, als Vorboten kommenden Unheils.

Meine Aufnahmen sind remote via Internet entstanden und zeigen z.B auch die zuvor beschriebenen Farb.- und Formvariationen.

Quelle : Wikipedia