Помощничек
Главная | Обратная связь


Археология
Архитектура
Астрономия
Аудит
Биология
Ботаника
Бухгалтерский учёт
Войное дело
Генетика
География
Геология
Дизайн
Искусство
История
Кино
Кулинария
Культура
Литература
Математика
Медицина
Металлургия
Мифология
Музыка
Психология
Религия
Спорт
Строительство
Техника
Транспорт
Туризм
Усадьба
Физика
Фотография
Химия
Экология
Электричество
Электроника
Энергетика

Что такое солнечные вспышки?

Пятна на Солнце

Солнце — единственная из всех звезд, которую мы видим не как сверкающую точку, а как сияющий диск. Благодаря этому астрономы имеют возможность изучать различные детали на его поверхности.

Что же такое солнечные пятна?

Пятна на Солнце — далеко не устойчивые образования. Они возникают, развиваются и исчезают, а взамен исчезнувших появ­ляются новые. Изредка образуются пятна-исполины. Так, в апре­ле 1947 года на Солнце наблюдалось сложное пятно: его площадь превышала площадь поверхно­сти земного шара в 350 раз! Оно было хорошо видно нево­оруженным глазом[1].

Такие большие пятна на Солнце замечались еще в древ­ние времена. В Никоновской летописи за 1365 год можно найти упоминание о том, как наши предки на Руси видели на Солнце сквозь дым лесных по­жарищ «темные пятна, аки гвозди».

Появляясь на восточном (левом) краю Солнца, перемещаясь по его диску слева направо и исчезая за западным (правым) краем дневного светила, солнеч­ные пятна дают прекрасную возможность не только убедиться во вращении Солнца вокруг оси, но и определить период этого вра­щения (более точно он определяется по доплеровскому смеще­нию спектральных линий). Измерения показали: период враще­ния Солнца на экваторе составляет 25,38 суток (по отношению к наблюдателю на движущейся Земле — 27,3 суток), в средних ши­ротах — 27 суток и у полюсов около 35 суток. Таким образом, на экваторе Солнце вращается быстрее, чем у полюсов. Зональное вращениесветила свидетельствует о его газообразном состоянии. Центральная часть большого пятна в телескоп выглядит со­всем черной. Но пятна только кажутся темными, поскольку мы наблюдаем их на фоне яркой фотосферы. Если бы пятно можно было рассматривать отдельно, то мы бы увидели, что оно светит­ся сильнее, чем электрическая дуга, так как его температура око­ло 4 500 К, то есть на 1500 К меньше температуры фотосферы. Солнечное пятно средних размеров на фоне ночного неба каза­лось бы таким же ярким, как Луна в фазе полнолуния. Только пятна испускают не желтый, а красноватый свет.

Обычно темное ядро большого пятна бывает окружено серой полутенью, состоящей из светлых радиальных волокон, расположенных на темном фоне. Вся эта структура хорошо видна даже в небольшой телескоп.

 

Пятна на солнце

Еще в 1774 году шотландский астроном Александр Вилсон (1714—1786), наблюдая пятна у края солнечного диска, сделал вывод, что большие пятна являются углублениями в фотосфере. В дальнейшем расчеты показали, что «дно» пятна лежит ниже уровня фотосферы в среднем на 700 км. Словом, пятна — гигант­ские воронки в фотосфере.

Вокруг пятен в лучах водорода отчетливо видно вихревое строение хромосферы. Эта вихревая структура указывает на су­ществование бурных движений газа вокруг пятна. Такой же рису­нок создают железные опилки, насыпанные на лист картона, если под ними расположить магнит. Подобное сходство заставило аме­риканского астронома Джорджа Хейла (1868—1938) заподозрить, что солнечные пятна — огромные магниты.

Хейлу было известно, что спектральные линии расщепляют­ся, если излучающий газ находится в магнитном поле (так назы­ваемое зеемановское расщепление).И когда астроном сравнил величину расщепления, наблюдавшегося в спектре солнечных пятен, с результатами лабораторных опытов сгазом в магнитном поле, то обнаружил, что магнитные поля пятен в тысячи раз пре­вышают индукцию земного магнитного поля. Напряженность магнитного поля у поверхности Земли около 0,5 эрстеда. А в солнечных пятнах она всегда больше 1500 эрстед — иногда дос­тигает 5000 эрстед!

Открытие магнитной природы солнечных пятен — одно из важ­нейших открытий в астрофизике начала XX века. Впервые было установлено, что магнитными свойствами обладает не только наша Земля, но и другие небес­ные тела. Солнце в этом отно­шении вышло на первый план. Только наша планета имеет по­стоянное дипольное магнитное поле с двумя полюсами, а маг­нитное поле Солнца отличает­ся сложной структурой, и мало того, оно «переворачивается», То есть изменяет свой знак, или полярность. И хотя солнечные пятна являются весьма сильны­ми магнитами, общее магнитное поле Солнца редко превышает 1 эрстед, что в несколько раз больше среднего поля Земли.

Сильное магнитное поле пятен как раз и есть причина их низ­кой температуры. Ведь поле создает изолирующий слой под пят­ном и благодаря этому резко замедляет процесс конвекции — уменьшает приток энергии из глубин светила.

Большие пятна предпочитают появляться парами. Каждая такая пара располагается почти параллельно солнечному эквато­ру. Ведущее, или головное, пятно движется обычно немного быст­рее, чем замыкающее (хвостовое) пятно. Поэтому в течение пер­вых нескольких дней пятна удаляются друг от друга. Одновре­менно размер пятен увеличивается.

Часто в промежутке между двумя основными пятнами появля­ется «цепочка» маленьких пятен. После того как это произойдет, хвостовое пятно может претерпеть быстрый распад и исчезнуть. Ос­тается только ведущее пятно, которое уменьшается медленнее и жи­вет в среднем в 4 раза дольше своего компаньона. Подобный процесс развития характерен почти для каждой большой группы солнечных пятен. Большинство пятен живет всего лишь несколько дней (даже несколько часов!), а другие наблюдаются несколько месяцев.

Пятна, поперечник которых достигает 40—50 тыс. км, можно увидеть через светофильтр (густо закопченное стекло) невоору­женным глазом.

 

Что такое солнечные вспышки?

1 сентября 1859 года два английских астронома — Ричард Кэррингтон и Ш. Ходжсон, независимо друг от друга наблюдая Солнце в белом свете, увидели, как нечто подобно молнии сверк­нуло вдруг среди одной группы солнечных пятен. Это было пер­вое наблюдение нового, еще неизвестного явления на Солнце; в дальнейшем оно получило название солнечной вспышки.

Что же такое солнечная вспышка? Если сказать коротко, это сильнейший взрыв на Солнце, в результате которого быстро вы­свобождается колоссальное количество энергии, накопившейся в ограниченном объеме солнечной атмосферы.

Чаще всего вспышки возникают в нейтральных областях, рас­положенных между большими пятнами противоположной поляр­ности. Обычно развитие вспышки начинается с внезапного увели­чения яркости факельной площадки — области более яркой, а значит и более горячей фотосферы. Затем происходит катастро­фический взрыв, во время которого солнечная плазма разогрева­ется до 40—100 млн К. Это проявляется в многократном усилении коротковолнового излучения Солнца (ультрафиолетового и рент­геновского), а также в усилении «радиоголоса» дневного светила и в выбросе ускоренных солнечных корпускул (частиц). А в неко­торых наиболее мощных вспышках генерируются даже солнеч­ные космические лучи, протоны которых достигают скорости, равной половине скорости света. Такие частицы обладают смер­тоносной энергией. Они способны почти беспрепятственно про­никать в космический корабль и разрушать клетки живого орга­низма. Поэтому солнечные космические лучи могут представлять серьезную опасность для экипажа, застигнутого во время полета внезапной вспышкой.

Таким образом, солнечные вспышки излучают радиацию в ви­де электромагнитных волн и в виде частиц вещества. Усиление электромагнитного излучения происходит в широком диапазоне длин волн — от жестких рентгеновских лучей и гамма-квантов до километровых радиоволн. При этом общий поток видимого излу­чения остается всегда постоянным с точностью до долей процента. Слабые вспышки на Солнце бывают практически всегда, а большие — раз в несколько месяцев. Зато в годы максимума сол­нечной активности большие солнечные вспышки происходят по нескольку раз в месяц. Обычно небольшая вспышка длится 5— 10 минут; самые мощные — несколько часов. За это время в око­лосолнечное пространство выбрасывается облако плазмы массой до 10 млрд т и выделяется энергия, эквивалентная взрыву де­сятков, а то и сотен миллионов водородных бомб! Однако мощ­ность даже самых больших вспышек не превышает сотых долей процента от мощности полного излучения Солнца. Поэтому при вспышке не происходит заметного увеличения светимости наше­го дневного светила.

Во время полета первого экипажа на американской орбиталь­ной станции «Скайлэб» (май—июнь 1973 года) удалось сфотогра­фировать вспышку в свете паров железа при температуре 17 млн К, что должно быть горячее, чем в центре солнечного термоядерного реактора. А в последние годы от нескольких вспышек были зареги­стрированы импульсы гамма-излучения.

Своим происхождением такие импульсы обязаны, вероятно, аннигиляцииэлектронно-позитронных пар. Позитрон, как из­вестно, — это античастица электрона. Он имеет ту же массу, что и электрон, но наделен противоположным электрическим зарядом. Когда электрон и позитрон сталкиваются, что может происходить при солнечных вспышках, они тотчас же уничтожаются, превра­щаясь в два фотона гамма-излучения.

Как и всякое нагретое тело, Солнце непрерывно испускает ра­диоволны. Тепловое радиоизлучение спокойного Солнца,когда на нем нет пятен и вспышек, постоянно и на миллиметровых и сантиметровых волнах исходит из хромосферы, а на метровых — из короны. Но стоит только появиться большим пятнам, произой­ти вспышке, как на фоне спокойного радиоизлучения возникают сильные радиовсплески...И тогда радиоизлучение Солнца скач­кообразно возрастает в тысячи, а то и в миллионы раз!

Физические процессы, приводящие к возникновению солнеч­ных вспышек, очень сложны и еще мало изучены. Однако сам факт появления солнечных вспышек почти исключительно в больших группах пятен свидетельствует о родственных связях вспышек с сильными магнитными полями на Солнце. И вспышка — это, по-видимому, не что иное, как грандиознейший взрыв, вызванный внезапным сжатием солнечной плазмы под давлением сильного магнитного поля. Именно энергия магнитных полей, каким-то об­разом освобождаясь, порождает солнечную вспышку.

Излучения солнечных вспышек нередко достигают нашей пла­неты, оказывая сильное воздействие на верхние слои земной ат­мосферы (ионосферу). Они же приводят к возникновению маг­нитных бурь и полярных сияний, но об этом — рассказ впереди.

 

Ритмы Солнца

В 1826 году немецкий любитель астрономии аптекарь Генрих Швабе (1789—1875) из Дессау приступил к систематическим на­блюдениям и зарисовкам солнечных пятен. Нет, он вовсе не со­бирался изучать Солнце — его интересовало совсем другое. В то вРемя думали, что между Солнцем и Меркурием движется неиз-Вестная планета. А так как увидеть ее вблизи яркого светила бы-10 невозможно, то Швабе решил наблюдать все, что было видно солнечном диске. Ведь если такая планета действительно существует, то рано или поздно она обязательно пройдет по диску Солнца в виде маленького черного кружочка или точки. И вот тут-то она будет наконец «поймана»!

Однако Швабе, по его собственным словам, «отправившись на поиски ослов своего отца, нашел королевство». В 1851 году в книге «Космос» Александра Гумбольдта (1769—1859) были опубликованы результаты наблюдений Швабе, из которых сле­довало, что число солнечных пятен довольно правильно возрас­тает и уменьшается в течение 10-летнего периода. Эта перио­дичность в изменении числа солнечных пятен, впоследствии названная 11-летним циклом солнечной активности,была от­крыта Генрихом Швабе в 1843 году. Последующие наблюдения подтвердили это открытие, а швейцарский астроном Рудольф Вольф (1816—1893) уточнил, что максимумы числа пятен на Солнце повторяются в среднем через 11,1 года.

Итак, число пятен меняется день ото дня и от года к году. Что­бы судить о степени солнечной активности, основанной на под­счетах солнечных пятен, в 1848 году Вольф ввел понятие относи­тельного числа солнечных пятен, или так называемых чисел Вольфа.Если обозначить через g число групп пятен, а через f об­щее число пятен, то число Вольфа — W — выражается формулой:

 

W = 10g+f

 

Это число, определяющее меру пятнообразовательной деятель­ности Солнца, учитывает как число групп солнечных пятен, так и число самих пятен, наблюдавшихся в какой-то определенный день. Причем каждая группа приравнивается к десяти единицам, а каждое пятно принимается за единицу. Общий счет за день — от­носительное число Вольфа — представляет собой сумму этих чи­сел. Допустим, что мы наблюдаем на Солнце 23 пятна, которые об­разуют три группы. Тогда число Вольфа в нашем примере будет: W = 10 • 3 + 23 = 53. В периоды минимума солнечной активности, когда на Солнце не бывает ни одного пятна, оно превращается в ноль. Если на Солнце наблюдается единственное пятно, то число Вольфа будет равно 11, а в дни максимума солнечной активности оно иногда бывает более 200.

Кривая среднемесячного числа солнечных пятен отчетливо показывает характер изменения солнечной активности. Такие данные имеются начиная с 1749 года по настоящее время. Усред­нение, сделанное за 200 лет, определило период изменения пятен на Солнце в 11,2 года. Правда, за последние 60 лет течение пятнообразовательной деятельности нашего дневного светила несколь­ко ускорилось и этот период уменьшился до 10,5 лет. Кроме того, его продолжительность заметно меняется от цикла к циклу. По­этому следует говорить не о периодичности солнечной активно­сти, а о цикличности. Одиннадцатилетний цикл — это важнейшая особенность нашего Солнца.

Открыв в 1908 году магнитное поле солнечных пятен, Джордж Хейл открыл и закон чередования их полярности.Мы уже гово­рили о том, что в развитой группе имеются два больших пятна — два больших магнита. Они обладают противоположной полярно­стью. Последовательность полярностей в северном и южном полу­шариях Солнца тоже всегда противоположная. Если в северном полушарии ведущее (головное) пятно имеет, например, северную полярность, а замыкающее (хвостовое) пятно — южную, то в юж­ном полушарии дневного светила картина будет обратная: веду­щее пятно — с южной полярностью, а замыкающее — с северной. Но самое замечательное состоит в том, что в следующем 11-летнем цикле полярности всех пятен в группах в обоих полушариях Солнца меняются на противоположные, а с наступлением нового цикла возвращаются к исходному состоянию. Таким образом, маг­нитный цикл Солнцасоставляет примерно 22 года. Поэтому мнем гие астрономы-«солнечники» считают основным 22-летний цикл солнечной активности, связанный с изменением полярности маг­нитного поля в солнечных пятнах.

Уже давно установлено, что в такт с изменением числа пятен на Солнце изменяются площади факельных площадок, мощность солнечных вспышек. Вот эти и другие явления, происходящие ватмосфере Солнца, сейчас принято называть солнечной активно­стью.Наиболее доступным ее элементом для наблюдений явля­ются большие группы солнечных пятен.

Теперь пришло время ответить, пожалуй, на самый интригую­щий вопрос: «Откуда берется солнечная активность и как объяс­нить ее особенности?»

Поскольку определяющим фактором солнечной активности является магнитное поле, то возникновение и развитие биполяр­ной группы пятен — активной области на Солнце — можно пред­ставить как результат постепенного всплывания в солнечную ат­мосферу огромного магнитного жгута или трубки, которая выхо­дит из одного пятна и, образуя арку, входит в другое пятно. В том месте, где трубка выходит из фотосферы, возникает пятно с одной полярностью магнитного поля, а где она обратно входит в фото­сферу — с противоположной полярностью. Через некоторое вре­мя эта магнитная трубка разрушается, а остатки магнитного жгута погружаются обратно под фотосферу и активная область на Солнце исчезает. При этом часть линий магнитного поля уходит в хромосферу и солнеч­ную корону. Здесь магнитное поле как бы упорядочивает движущуюся плазму, в резуль­тате чего солнечное вещество движется вдоль линий магнит­ного поля. Это придает короне лучистый вид. Тот факт, что активные области на Солнце определяются магнитными си­ловыми трубками, больше не вызывает среди ученых сомнений. Магнитогидродинамическими эффектами объясняется и перемена полярности поля в биполяр­ных группах солнечных пятен. Но это только первые шаги в на­правлении построения научно обоснованной теории, которая смо­жет объяснить все наблюдаемые особенности активности велико­го светила.

 

Среднегодовые числа Вольфа с 1947 по 2001 г.

 

Итак, на Солнце происходит вечная борьба между силами дав­ления раскаленного газа и чудовищной гравитацией. А на пути из­лучения встают запутанные магнитные поля. В их сетях возника­ют и разрушаются пятна. Вдоль силовых магнитных линий взле­тает вверх или скользит вниз из короны высокотемпературная плазма. Где еще можно встретить нечто подобное?! Только на дру­гих звездах, но они ужасно далеки от нас! И только на Солнце мы можем наблюдать эту извечную борьбу сил природы, которая длится уже 5 млрд лет. А победит в ней только гравитация!

 

«Эхо» солнечных вспышек

23 февраля 1956 года станции Службы Солнца отметили на дневном светиле мощнейшую вспышку. Взрывом невиданной си­лы были выброшены в околосолнечное пространство гигантские облака раскаленной плазмы — каждое во много раз больше Земли! И со скоростью более 1000 км/с они устремились в сторону нашей планеты. Первые отзвуки этой катастрофы быстро докатились до нас через космическую бездну. Примерно через 8,5 минут после начала вспышки сильно возросший поток ультрафиолетовых и рентгеновских лучей достиг верхних слоев земной атмосферы — ионосферы, усилил ее разогрев и ионизацию. Это привело к рез­кому ухудшению и даже временному прекращению радиосвязи на коротких волнах, ибо вместо того, чтобы отражаться от ионосфе­ры, как от экрана, они стали ею усиленно поглощаться...

Иногда же, при очень сильных вспышках, радиопомехи длятся по нескольку суток подряд, пока беспокойное светило не «прихо­дило в норму». Зависимость прослеживается здесь настолько чет­ко, что по частоте таких помех можно судить об уровне солнечной активности. Но главные возмущения, вызываемые на Земле вспы-шечной активностью светила, впереди.

Следом за коротковолновым излучением (ультрафиолетовым и рентгеновским) нашей планеты достигает поток высокоэнер­гичных солнечных космических лучей. Правда, магнитная обо­лочка Земли достаточно надежно защищает нас от этих смерто­носных лучей. Но для космонавтов, работающих в открытом кос­мосе, они представляют весьма серьезную опасность: облучение может легко превысить допустимую дозу. Вот почему около 40 обсерваторий мира постоянно участвуют в патрульной Службе Солнца — ведут непрерывные наблюдения за вспышечной актив­ностью дневного светила.

Дальнейшего развития геофизических явлений на Земле мож­но ожидать через день или через два дня после вспышки. Именно такое время — 30—50 часов — требуется для того, чтобы облака плазмы достигли земных «окрестностей». Ведь солнечная вспыш­ка — это нечто вроде космической пушки, стреляющей в межпла­нетное пространство корпускулами — частицами солнечного ве­щества: электронами, протонами (ядрами атомов водорода), аль­фа-частицами (ядрами атомов гелия). Масса корпускул, извергну­тых вспышкой в феврале 1956 года, составляла миллиарды тонн!

Едва облака солнечных частиц столкнулись с Землей, как за­метались стрелки компасов, а ночное небо над планетой украси­ли разноцветные сполохи полярного сияния. Среди больных рез­ко участились сердечные приступы, возросло число дорожных катастроф.

 

Виды воздействий солнечной вспышки на Землю

Да что там магнитные бури, полярные сияния... Под напором исполинских корпускулярных облаков содрогнулся буквально весь земной шар: во многих сейсмических зонах произошли зем­летрясения[2]. И как бы в довершение всего скачкообразно измени­лась продолжительность суток на целых 10... микросекунд!

Космические исследования показали, что земной шар окружен магнитосферой, то есть магнитной оболочкой; внутри магнито­сферы напряженность земного магнитного поля преобладает над напряженностью межпланетного поля. И чтобы вспышка могла оказать воздействие на земную магнитосферу и саму Землю, она должна произойти в то время, когда активная область на Солнце расположена вблизи центра солнечного диска, то есть ориентирована в сторону нашей планеты. В противном случае все вспышечные излучения (электромагнитное и корпускулярное) промчатся стороной.

Плазма, которая устремляется с поверхности Солнца в косми­ческое пространство, обладает определенной плотностью и спо­собна оказывать давление на любые встречающиеся на ее пути препятствия. Таким существенным препятствием является маг­нитное поле Земли — ее магнитосфера. Она оказывает противо­действие потокам солнечного вещества. Наступает момент, когда в этом противоборстве оба давления уравновешиваются. Тогда граница земной магнитосферы, поджатая потоком солнечной плазмы с дневной стороны, устанавливается на расстоянии при­мерно 10 земных радиусов от поверхности нашей планеты, а плаз­ма, не имея возможности двигаться прямо, начинает обтекать маг­нитосферу. При этом частицы солнечного вещества вытягивают ее магнитные силовые линии, и на ночной стороне Земли (в про­тивоположном от Солнца направлении) у магнитосферы образу­ется длинный шлейф (хвост), который простирается за орбиту Луны. Земля же со своей магнитной оболочкой оказывается внут­ри этого корпускулярного потока. И если обычный солнечный ве­тер, постоянно обтекающий магнитосферу, можно сравнить с лег­ким бризом, то стремительный поток корпускул, порожденных мощной солнечной вспышкой, подобен страшному урагану. Когда такой ураган налетает на магнитную оболочку земного шара, она еще сильнее сжимается с подсолнечной стороны и на Земле ра­зыгрывается магнитная буря.

Таким образом, солнечная активность влияет на земной магне­тизм. С ее усилением частота и интенсивность магнитных бурь возрастает. Но связь эта достаточно сложная и состоит из целой цепи физических взаимодействий. Главным связующим звеном в этом процессе является усиленный поток корпускул, возникаю­щий во время солнечных вспышек.

Часть энергичных корпускул в полярных широтах прорывает­ся из магнитной ловушки в земную атмосферу. И тогда на вы­сотах от 100 до 1000 км быстрые протоны и электроны, сталкива­ясь с частицами воздуха, возбуждают их и заставляют светиться. В результате наблюдается полярное сияние.

Периодические «оживления» великого светила — явление за­кономерное. Так, например, после грандиозной вспышки на Солнце, наблюдавшейся 6 марта 1989 года, корпускулярные пото­ки взбудоражили буквально всю магнитосферу нашей планеты. В результате на Земле разразилась сильнейшая магнитная буря. Она сопровождалась поразительным по своему размаху поляр­ным сиянием, которое в районе Калифорнийского полуострова достигло тропического пояса! Через три дня произошла новая мощная вспышка, а в ночь с 13 на 14 марта жители южного побе­режья Крыма тоже любовались феерическими сполохами, рас­простершимися в звездном небе над скалистыми зубцами Ай-Петри. Это было неповторимое зрелище, похожее на зарево пожа­ра, охватившее сразу полнеба.

Все упомянутые здесь геофизические эффекты — ионосфер­ные и магнитные бури и полярные сияния — являются составной частью сложнейшей научной проблемы, именуемой проблемой «Солнце—Земля».Однако этим влияние солнечной активности на Землю не ограничивается. «Дыхание» дневного светила посто­янно проявляется в изменении погоды и климата.

Климат — это не что иное, как многолетний режим погоды в данной местности, и определяется он ее географическим поло­жением на земном шаре и характером атмосферных процессов.

Ленинградским ученым из НИИ Арктики и Антарктики удалось выявить, что в годы минимума солнечной актив­ности преобладает широтная циркуляция воздуха. В этом случае погода в Северном по­лушарии устанавливается от­носительно спокойная. В годы максимума, наоборот, усилива­ется меридиональная циркуля­ция, то есть происходит интен­сивный обмен воздушными массами между тропическими и полярными областями. Пого­да становится неустойчивой, наблюдаются значительные отклонения от многолетних климатических норм.

 


[1] Каждый должен помнить, что смотреть на Солнце без защиты глаз темными с ветофильтрами ни в коем случае нельзя. Так можно мгновенно лишится зрения

[2] Научный сотрудник Мурманского отделения Астрономо-геодезического об­щества России (его председатель) Виктор Евгеньевич Трошенков исследовал воз-Действие солнечной активности на тектонику земного шара. Проведенный им на Глобальном уровне повторный анализ сейсмической активности нашей планеты за 230 лет (1750—1980) показал наличие линейной зависимости между сейсмикой Земли (землетрясениями) и солнечными бурями.

 




©2015 studopedya.ru Все права принадлежат авторам размещенных материалов.