Φυσικά και δεν μπορούμε να παρακολουθήσουμε ένα άστρο κατά τη διάρκεια της ζωής του, που συνήθως είναι μερικά δισεκατομμύρια χρόνια. Μπορούμε όμως να παρακολουθήσουμε χιλιάδες άστρα σε όλες τις φάσεις της ανάπτυξης και του θανάτου τους. Έτσι θα μπορούσαμε να εξακριβώσουμε τον κύκλο της ζωής τους. Αλλά τα άστρα δεν είναι όλα όμοια. Υπάρχουν νεαρά, μέσης ηλικίας, γερασμένα, μικρού και μεγάλου μεγέθους και το καθένα είδος έχει ένα διαφορετικό κύκλο ζωής από ένα άλλο.
Δεν είναι και εύκολη η παρατήρηση χιλιάδων άστρων σε όλες τις κλίμακες και σε όλα τα χρώματα. Όπως δεν είναι εύκολη και η ταξινόμηση τους σε κατηγορίες. Αλλά στο τέλος θα είμαστε ικανοί να γνωρίζουμε την εξέλιξη του κάθε άστρου που θα βλέπαμε στον ουρανό. Γιατί θα υπήρχε μια ομοιότητα ανάμεσα του και κάποιου άλλου του ίδιου τύπου.
Οι αστρονόμοι λοιπόν κατάφεραν να μελετήσουν τα άστρα που βλέπουν στον ουρανό με αυτό τον τρόπο. Κατέγραψαν ότι μπορούσαν να παρατηρήσουν: Τη λαμπρότητα και το χρώμα ή τον φασματικό τύπο τους.
Στο τέλος τοποθέτησαν αυτές τις τιμές σε ένα διάγραμμα που ονομάστηκε διάγραμμα Hertzsprung-Russell. Έτσι μπορούμε να γνωρίζουμε εκ των προτέρων ποια θα είναι η κατάληξη οπουδήποτε άστρου που βλέπουμε στον ουρανό.
Τα πρώτα βήματα
Οι αστρονόμοι στα τέλη του 19ου αιώνα γνώριζαν ότι τα άστρα είχαν διαφορετικό χρόνο ζωής, όμως δεν είχαν καμιά ιδέα από που προέρχονταν η ενέργεια τους. Μπορούσαν να ταυτοποιήσουν κάποια χημικά στοιχεία παρατηρώντας το φάσμα των άστρων. Μπορούσαν ομοίως να μετρήσουν τις αποστάσεις στα γειτονικά άστρα.
Αλλά ήρθαν αντιμέτωποι με ένα πρόβλημα: εκεί πάνω υπάρχουν πολλοί τύποι αστεριών. Μερικά αστέρια είναι εκτυφλωτικά, άλλα λάμπουν με ένα ψυχρό κόκκινο χρώμα. Μερικά είναι πολύ μεγαλύτερα από τον ήλιο, άλλα είναι πολύ μικρότερα. Όπως όλοι οι επιστήμονες που αντιμετωπίζουν σύνθετα φυσικά φαινόμενα, η πρώτη τους δουλειά ήταν να προσπαθήσουν να φέρουν κάποια τάξη στο μέρος του σύμπαντος που παρατηρούσαν.
Προσπάθησαν, όπως και οι άλλοι επιστήμονες, να βρουν τέτοιες ομοιότητες που να τους επιτρέψουν να ομαδοποιήσουν τα άστρα και να διαφοροποιήσουν τη μια ομάδα από τις άλλες. Στο 18ο αιώνα, ο σουηδός βιολόγος Carolus Linnaeus παρατήρησε ότι οι σκίουροι ήταν πιο όμοια με τα κουνέλια από ό,τι με τα φίδια, και ότι τα φίδια, τα κουνέλια, και οι σκίουροι ήταν έμοιαζαν περισσότερο από τα δέντρα. Αυτό τον οδήγησε να ταξινομήσει τα έμβια όντα σε γένη και είδη.
Το πρώτο πρόσωπο που ταξινόμησε τα αστέρια ήταν ο Ιταλός αστρονόμος και Ιησουΐτης ιερέας Angelo Secchi. Στη δεκαετία του 1860, καθόρισε ότι η ποικιλία των άστρων ήταν αναρίθμητη. Εργαζόμενος με τα φάσματα 4.000 αστεριών, διαπίστωσε ότι θα μπορούσαν να ταξινομηθούν σε τέσσερις χωριστές κατηγορίες. Αυτά κυμαίνονταν από φωτεινά, λευκά άστρα με αρκετό υδρογόνο έως και λίγο, κοκκινωπά άστρα με αρκετό άνθρακα.
Ο Secchi αισθάνθηκε ότι αυτές οι διαφορές προέκυπταν επειδή οι διαφορετικές κατηγορίες των άστρων είχαν διαφορετικές θερμοκρασίες. Αυτό δεν είναι και πολύ εκπληκτικό. Ένα κομμάτι μετάλλου που θερμαίνεται σιγά-σιγά πρώτα γίνεται θαμπό κόκκινο, κατόπιν γίνεται εκτυφλωτικό λευκό καθώς η θερμοκρασία του αυξάνεται. Αλλά οι αστρονόμοι ήξεραν ότι οι διαφορές στα αστρικά φάσματα θα μπορούσαν επίσης να έχουν προκύψει και λόγω των διαφορετικών χημικών συνθέσεων. Αυτό το δίλημμα ήταν ένα από τα κύρια πεδία της μάχης μεταξύ των αστρονόμων για το υπόλοιπο του 19ου αιώνα.
Στη μια πλευρά ήταν οι αστρονόμοι που πίστευαν ότι όλα τα αστέρια έχουν λίγο πολύ την ίδια αρχική χημική σύνθεση, αλλά ότι τα φάσματά τους αλλάζουν καθώς περνούν από τους κύκλους της ζωής τους. Από την άλλη πλευρά ήταν εκείνοι που υποστήριξαν ότι οι διαφορετικές ομάδες αστεριών έγιναν λόγω της διαφορετικής σύνθεσης των χημικών ουσιών που βρίσκονταν στα αστέρια. Όμως οι αστρονόμοι δεν γνώριζαν αρκετά για το πώς εκπέμπουν φως τα άτομα και για το πώς οι συνθήκες σε ένα άστρο επηρεάζουν την εκπομπή. Έτσι η επίλυση αυτού του προβλήματος δεν ήταν ένα απλό θέμα.
Η συζήτηση δυσκολεύτηκε επίσης και από άλλες μορφές άγνοιας. Παραδείγματος χάριν, οι αστρονόμοι που υποστήριξαν ότι οι διαφορές στα αστέρια οφείλονταν στις εξελικτικές διαδικασίες δεν ήξεραν ακριβώς πώς πραγματοποιείται αυτή η εξέλιξη. Μια δημοφιλής θεωρία υποστήριξε ότι τα αστέρια αντλούν την ενέργεια από τη θερμότητα που απελευθερώνεται καθώς αέρια συστέλλονται κάτω από τη βαρυτική δύναμη. Ένα αστέρι θα συστελλόταν έως ότου το κέντρο γινόταν υγρό και δεν μπορούσε να συσταλεί άλλο πια. Σε αυτό το σημείο το αστέρι θα άρχιζε να ψύχεται συνεχώς μέχρι να πεθάνει. Κάθε αστέρι θα περνούσε μέσω μιας ορισμένης θερμοκρασίας δύο φορές. Τη μια φορά στη φάση θέρμανσης, και πάλι κατά τη διάρκεια της ψύξης. Ένα ορισμένο φάσμα θα εμφανιζόταν δύο φορές στη διάρκεια της ζωής ενός άστρου, κάτι που αντιστοιχεί στις δύο φορές που έφθασε στην ορισμένη θερμοκρασία.
Ο καθορισμός της απόστασης των άστρων, ενώ είναι δυνατή για τα κοντινά αστέρια, κράτησε πολύ χρόνο και δεν έγινε για πολλά άστρα. Ομοίως, η λήψη των φασμάτων των άστρων απαιτούσε ότι το φως από ένα μεμονωμένο αστέρι θα είχε απομονωθεί, θα είχε κινηθεί μέσω ενός πρίσματος, και τότε θα χτυπούσε ένα φωτογραφικό φιλμ. Μια έκθεση στο φως θα μπορούσε να διαρκέσει από μερικά λεπτά έως και ώρες, ανάλογα με τη φωτεινότητα του άστρου. Και πάλι, η διαδικασία ήταν πάρα πολύ κοπιώδης για να χρησιμοποιηθεί στις έρευνες μεγάλης κλίμακας. Οι γυναίκες αστρονόμοι παίρνουν τη σκυτάλη
Αλλά όλα αυτά μέχρι το 1866. Τότε στο παρατηρητήριο του Κολεγίου Χάρβαρντ, υπό την καθοδήγηση του Edward Pickering, άρχισε μια έρευνα για τα φάσματα των λαμπρών αστεριών στο Βόρειο ημισφαίριο. Ο κατάλογος αυτών των αστεριών ονομάστηκε κατάλογος Draper (από τον Henry Draper, ένα πρωτοπόρο της αμερικανικής αστρονομίας) και έγινε χρησιμοποιώντας μια νέα τεχνική. Αντί της γνωστής απομόνωσης του φωτός από κάθε ένα από τα αστέρια σε έναν τομέα ώστε να πάρουν οι αστρονόμοι το φάσμα του σε ένα φιλμ, ένα πρίσμα διασκόρπισε το συνολικό φως από όλα τα άστρα του τομέα. Συνεπώς, οι φωτογραφίες περιείχαν πολλαπλάσιες ζώνες, με κάθε ζώνη να αντιπροσωπεύει το φάσμα ενός αστεριού. Τελικά τα φάσματα πολλών αστεριών μπορούσαν να ληφθούν ταυτόχρονα. Για πρώτη φορά, οι ταξινομητές των άστρων μπορούσαν να λειτουργήσουν σε μια μεγάλη βάση δεδομένων.
Η αστρική ταξινόμηση, που τόσα προσέφερε στην αστρονομία, χρωστάει πολλά στις γυναίκες. Η πρώτη εργασία ταξινόμησης επινοήθηκε από τον Pickering και τη βοηθό του Williamina Fleming. Ταξινόμησαν τα αστέρια αλφαβητικά από το Α μέσω του Q, που βασιζόταν στην ένταση των γραμμών του υδρογόνου στο φάσμα.
Το 1888, η Antonia Maury, η ανιψιά του Henry Draper και μια από τις λίγες γυναίκες στις Ηνωμένες Πολιτείες που εκπαιδεύτηκε στη φυσική και την αστρονομία στα τέλη του 1800, εισήγαγε την εικόνα. Εργαζόταν κι αυτή στο Χάρβαρντ, παρατήρησε λεπτές διαφορές στα αστρικά φάσματα. Παραδείγματος χάριν, μερικά αστέρια είχαν ευρείες φασματικές γραμμές, ενώ άλλες είχαν λεπτές γραμμές. Αυτό την οδήγησε να προτείνει το σύστημα με 22 κατηγορίες, συμπεριλαμβανομένων των υποδιαιρέσεων a, b, και c.
Μετά η Antonia Maury άφησε το Χάρβαρντ λόγω των διαφορών της με τον Pickering. Ακολούθως ο Pickering στράφηκε στην Annie Jump Cannon. Η Cannon ανέλυσε τα φάσματα 1.100 μεμονωμένων αστεριών. Αντί να εστιάσει απλώς στις γραμμές του υδρογόνου, ρύθμισε εκ νέου την ακολουθία των άστρων (έφτιαξε νέα ταξινόμηση) για να πάρει μια ομαλότερη σειρά των φασματικών χαρακτηριστικών γνωρισμάτων, λόγω της παρουσίας ιδιαίτερα ιονισμένων στοιχείων, όπως ήταν το ήλιο, το άζωτο, και το πυρίτιο. Όπως και η Maury πριν, το σύστημα ταξινόμησης της Cannon άρχισε με το O. Έτσι έδωσε τα ονόματα O, B, A, F, G, K, και M. Επιπλέον, το σχέδιο της Cannon έβαλε κατά σειρά τα αστέρια σύμφωνα με το χρώμα τους, που κυμαίνεται από τα μπλε αστέρια O ως τα κόκκινα αστέρια M.
Σήμερα, καταλαβαίνουμε ότι οι κατηγορίες της Cannon αντιστοιχούν στις διαφορετικές αστρικές θερμοκρασίες. Τα καυτότερα αστέρια, με τις θερμοκρασίες τους γύρω στα 40.000 Kelvin, ονομάζονται αστέρια O. Ο ήλιος, με μια θερμοκρασία επιφάνειας 5.800 Kelvin, είναι ένα αστέρι G. Ενώ το σύστημα της Maury ήταν πάρα πολύ σύνθετο για να είναι χρήσιμο, όμως οι σημαντικές ανακαλύψεις που έκανε, που δεν είχαν συλληφθεί από το αρχικό σύστημα ταξινόμησης, ήταν ένα κρίσιμο βήμα, επειδή ενέπνευσε την εργασία του Δανού αστρονόμου Ejnar Hertzsprung.
Hertzsprung
Ο Hertzsprung γεννήθηκε στη Δανία και αφού σπούδασε χημικός μηχανικός άρχισε να ασχολείται με την αστρονομία δουλεύοντας πάνω στη χημεία του φωτογραφικού φιλμ. Εξετάζοντας πολύ τα κόκκινα άστρα στο σχέδιο ταξινόμησης της Maury, διαπίστωσε ότι τα αστέρια στις υποδιαιρέσεις της Maury μετακινούνταν με διαφορετικούς ρυθμούς και επομένως ήταν σε διαφορετικές αποστάσεις. Τα πιο εξασθενημένα αστέρια κινούνταν γρήγορα, το οποίο σήμαινε ότι ήταν κοντά στη Γη. Αυτά τα αστέρια εμφανίζονται εξασθενημένα επειδή είναι στην πραγματικότητα εξασθενημένα. Μια άλλη ομάδα κόκκινων αστεριών, τα αστέρια C της Maury, κινούνταν ελάχιστα, που σήμαινε ότι έπρεπε να είναι μακριά. Αυτά τα αστέρια εκπέμπουν πραγματικά αρκετό φως αλλά εμφανίζονται εξασθενημένα λόγω της απόστασής τους.
Ο Hertzsprung αναγνώρισε ότι εάν ένα άστρο έχει μια χαμηλή επιφανειακή θερμοκρασία, όπως ίσχυε για τα κόκκινα αστέρια, κάθε τετραγωνικό μέτρο της επιφάνειας του εκπέμπει ένα σχετικά μικρό ποσό φωτός. Ο μόνος τρόπος για να εκπέμψει, ένα τέτοιο αστέρι, πολύ φως είναι εάν έχει μια μεγάλη περιοχή επιφάνειας. Σήμερα, ονομάζουμε αυτά τα αστέρια ερυθρούς γίγαντες και υπεργίγαντες και τα αναγνωρίζουμε ως προχωρημένο στάδιο στη ζωή των αστεριών. Όταν ο ήλιος γίνει ερυθρός γίγαντας σε 6 δισεκατομμύρια χρόνια από τώρα, η εξωτερική ατμόσφαιρά του θα επεκταθεί έξω από τη σημερινή τροχιά της Γης. Η εργασία του Hertzsprung καθόρισε ότι υπήρχαν δύο παράλληλες σειρές νάνων και γιγάντων αστεριών.
Η ανακάλυψη του Hertzsprung σήμαινε ότι δεν ήταν καθοριστική η θερμοκρασία ενός άστρου για να γνωρίζουν οι αστρονόμοι ότι ήθελαν να μάθουν για αυτό. Ένα σχέδιο ταξινόμησης των άστρων βασισμένο μόνο στη θερμοκρασία θα αναμίγνυε μαζί πολύ διαφορετικά αντικείμενα –εξασθενημένα κόκκινα αστέρια και ερυθρούς γίγαντες, μήλα και πορτοκάλια. Όταν αυτός σχεδίασε τις αστρικές φωτεινότητες αντί των φασματικών κατηγοριών της Maury, διαπίστωσε ότι τα αστέρια διακρίνονταν σε δύο κύριες ομάδες. Τα περισσότερα από τα αστέρια, οι νάνοι, έπεφταν σε μια ζώνη που ονόμασε κύρια ακολουθία. Τα υπόλοιπα άστρα, οι γίγαντες, βρίσκονταν στην άλλη ζώνη.
Ο Hertzsprung δημοσίευσε αυτά τα συμπεράσματα το 1905 και το 1907 σε ένα άσχετο περιοδικό για την Αστρονομία. Στο περιοδικό Zeitschrift für Wissenschaftliche Photographie (περιοδικό της επιστημονικής φωτογραφίας). Αυτό το έκανε, για να μην υπάρχει πιθανότητα να τα διαβάσουν οι άλλοι αστρονόμοι.
Henry Russell
Συγχρόνως, ο Αμερικανός αστρονόμος Henry Norris Russell άρχισε να παρατηρεί τα ίδια είδη προβλημάτων στο Πανεπιστήμιο Princeton ανεξάρτητα από τον Hertzsprung. Αλλά ενώ ο Hertzsprung είχε παρακινηθεί κυρίως από την προσπάθεια να καλυτερέψει την ταξινόμηση των αστρικών φασμάτων, ο Russell προσπαθούσε να καθορίσει με ποιό τρόπο εξελίσσονται τα αστέρια. Έτσι βοήθησε να οργανωθεί ένα από τα πρώτα αστρικά προγράμματα μέτρησης των αποστάσεων με τη χρησιμοποίηση φωτογραφικών φιλμ αντί των οπτικών παρατηρήσεων. Έτσι όταν αντιμετώπισε το πρόβλημα των ερυθρών αστεριών, είχε άμεσα στοιχεία όσον αφορά τις αποστάσεις τους.
Τελικά το 1909, ο Russell κατέληξε στο ίδιο συμπέρασμα με το Hertzsprung: Υπήρχαν δύο είδη αστεριών, οι νάνοι και οι γίγαντες. Όπως και ο Hertzsprung, σημείωσε κι αυτός ότι στα περισσότερα αστέρια, όσο θερμότερη ήταν η επιφάνεια, τόσο περισσότερη ενέργεια έφευγε από το άστρο προς το διάστημα. Αυτό μπορούμε να το εκφράσουμε και διαφορετικά: Η επιφανειακή θερμοκρασία του άστρου ή ο φασματικός του τύπος (O,B,A,F,G,K,M) έχει σχέση με τη λαμπρότητα ή το απόλυτο μέγεθος του άστρου.
Ο Russell έκανε την αγγελία των αποτελεσμάτων του μόνο τον Ιούνιο του 1913 σε μια συνεδρίαση στο Λονδίνο, και πάλι το Δεκέμβριο σε μια συνεδρίαση της Αστρονομικής και Αστροφυσικής Εταιρείας στην Ατλάντα.
Επειδή ο Russell ήταν ο πρώτος που δημοσίευσε το διάγραμμα, που ήταν κοντά στη σύγχρονη μορφή του, και επειδή παρουσίασε την εργασία του σε έγκυρα περιοδικά και συνεδριάσεις, έλαβε το μερίδιο του λέοντος στις αναφορές που έγιναν, όταν η χρησιμότητα του διαγράμματος έγινε προφανής σε πολλούς άλλους αστρονόμους. Για χρόνια ήταν γνωστό σαν το διάγραμμα Russell. Μόνο το 1933, ο Σουηδός αστρονόμος Bengt Strömgren βρήκε τα παλαιά έγγραφα του Hertzsprung και υποστήριξε ότι και ο Hertzsprung το είχε ανακαλύψει ανεξάρτητα από το Russell. Έτσι σήμερα αναφέρεται σαν διάγραμμα Hertzsprung-Russell.
Το κύριο εργαλείο της Αστρονομίας
Όλη η πολυπλοκότητα των διαφόρων ειδών άστρων περιλαμβάνεται σε αυτό το διάγραμμα. Στον οριζόντιο άξονα βρίσκεται η θερμοκρασία του άστρου και η φωτεινότητα του βρίσκεται στην κατακόρυφο. Το διάγραμμα H-R αποκαλύπτει τρεις σημαντικούς σχηματισμούς αστεριών. Ο πιο εντυπωσιακός είναι η ευρεία ζώνη που ξεκινάει από άνω αριστερά (θερμό και φωτεινό άστρο) έως χαμηλά δεξιά (ψυχρό και αμυδρό άστρο). Αυτή η ζώνη, που περιλαμβάνει και τον ήλιο μας, είναι η κύρια ακολουθία του Hertzsprung και περιλαμβάνει τα αστέρια που παράγουν την ενέργειά τους με τη σύντηξη του υδρογόνου σε ήλιο. Τα αστέρια στην ανώτερη δεξιά γωνία (ψυχρά και φωτεινά) είναι οι ερυθροί γίγαντες.
Τα αστέρια κάτω αριστερά (θερμά και αμυδρά) λέγονται λευκοί νάνοι. Αυτά τα αστέρια δεν κάνουν πλέον συντήξεις και λάμπουν μόνο επειδή ψύχονται αργά. Είναι κάτι σαν αστρικές στάχτες. Αν και μερικοί λευκοί νάνοι μπορούσαν να φανούν και στα αρχικά διαγράμματα των Hertzsprung και Russell, κανένας τους δεν αισθάνθηκε ότι είχε αρκετές πληροφορίες για να σχολιάσει αυτήν την κατηγορία αστεριών. Μετά από μια δεκαετία οι αστρονόμοι αναγνώρισαν την αληθινή φύση τους.
Αλλά το κύριο σημείο ήταν σαφές. Ουσιαστικά όλα τα άστρα περιέρχονται σε μια από αυτές τις τρεις κατηγορίες στο διάγραμμα H-R. Μέσα δε στην κύρια ακολουθία, τα θερμότερα αστέρια είναι φωτεινότερα από τα πιό ψυχρά. Ο Hertzsprung και ο Russell ανακάλυψαν ανεξάρτητα ο ένας από τον άλλο αυτό το γεγονός για την κύρια ακολουθία.
Υπάρχουν δύο είδη διαγράμματα H-R:
1. Τα παρατηρησιακά H-R διαγράμματα, όπου τοποθετούνται τα παρατηρησιακά χαρακτηριστικά των άστρων και παίρνουμε όλα τα φυσικά χαρακτηριστικά τους (ακτίνα, μάζα κλπ).
2. Τα θεωρητικά διαγράμματα H-R, όπου αποτυπώνεται η θεωρητική εξελικτική πορεία των αστέρων με βάση τις τιμές των φυσικών τους χαρακτηριστικών.
Έτσι όχι μόνο μπορεί κάθε αστέρι να αντιπροσωπευθεί από ένα σημείο στο διάγραμμα H-R, αλλά ο κύκλος ζωής κάθε αστεριού μπορεί να αντιπροσωπευθεί από μια τροχιά.
Παραδείγματος χάριν, ο ήλιος μας αρχίζει στα δεξιά ως ψυχρό, συστελλόμενο νέφος διαστρικού αερίου. Καθώς θερμαίνεται, κινείται αριστερά προς την κύρια ακολουθία. Τέλος, όταν αρχίσουν οι πυρηνικές συντήξεις και το αστέρι αρχίζει να καίει το υδρογόνο του, κάθεται στην κύρια ακολουθία. Εκεί μένει λίγο πολύ σε μια θέση έως ότου καταναλωθεί όλο το υδρογόνο προς ήλιο στον πυρήνα του.
Ο ήλιος θα περάσει περίπου 11 δισεκατομμύρια χρόνια στην κύρια ακολουθία. Ήδη εκεί βρίσκεται 4.6 δισεκατομμύρια χρόνια. Όταν το υδρογόνο στον πυρήνα εξαντληθεί, τότε αρχίσουν οι πιό σύνθετες πυρηνικές αντιδράσεις. Αυτές οι αντιδράσεις θα αναγκάσουν την επιφάνεια του ήλιου μας να ψυχθεί και να διογκωθεί, ώστε ο ήλιος μας τότε να μετακινηθεί προς το άνω δεξιό μέρος του διαγράμματος (ερυθροί γίγαντες).
Τέλος, όταν σταματήσουν όλες οι πυρηνικές αντιδράσεις, ο ήλιος θα γίνει μια καυτή στάχτη στο διάστημα και η θέση του θα είναι κάτω αριστερά (περιοχή λευκών νάνων).
Κατά συνέπεια, το διάγραμμα HR έλυσε το πρόβλημα με την ταξινόμηση των άστρων. Διατάσσει τα αστέρια με την τοποθέτηση τους ως καθορισμένα σημεία στο διάγραμμα, και λέει στους αστρονόμους για τους αστρικούς κύκλους της ζωής τους. Για το παρελθόν αλλά και για το μέλλον του άστρου.
Δεν υπάρχει αμφιβολία ότι το διάγραμμα αυτό έχει γίνει το κύριο εργαλείο της σύγχρονης αστρικής αστρονομίας.
Δεν υπάρχουν σχόλια :
Δημοσίευση σχολίου