Gwiezdne Wyspy: galaktyki

Gwiezdne Wyspy: galaktyki

Alexey Levin
"Popular Mechanics" №11, 2011

Historia badań planet i gwiazd mierzona jest w tysiącach lat, Słońce, komety, asteroidy i meteoryty – przez stulecia. Ale galaktyki rozrzucone wokół wszechświatowych skupisk gwiazd, kosmicznych cząsteczek gazu i pyłu stały się obiektem badań naukowych dopiero w latach dwudziestych.

Galaktyki obserwowano od niepamiętnych czasów. Osoba z ostrym wzrokiem potrafi rozróżnić plamy światła na nocnym niebie niczym krople mleka. W X wieku perski astronom Abd-al-Raman al-Sufi wspomniał w swojej książce "The Fixed Stars Book" o dwóch podobnych miejscach, znanych obecnie jako Wielki Obłok Magellana i galaktyka M31, zwana także Andromedą. Wraz z nadejściem teleskopy astronomowie obserwowali coraz więcej tych obiektów, zwanych mgławicami. Jeśli angielski astronom Edmund Halley wymienił tylko sześć mgławic w 1716 roku, katalog, opublikowany w 1784 przez francuskiego astronoma marynarki Charlesa Messiera, zawierał już 110 – w tym cztery tuziny tych galaktyk (w tym M31). W 1802 roku William Herschel opublikował listę 2500 mgławic, a jego syn Jan w 1864 roku opublikował katalog zawierający ponad 5000 mgławic.

Natura tych obiektów przez długi czas uciekła przed zrozumieniem.W połowie XVIII wieku niektóre bystre umysły widziały w nich systemy gwiezdne, takie jak Droga Mleczna, ale teleskopy w tamtym czasie nie dawały możliwości przetestowania tej hipotezy. Sto lat później panowała opinia, że ​​każda mgławica jest chmurą gazu, oświetloną od wewnątrz przez młodą gwiazdę. Później astronomowie byli przekonani, że niektóre mgławice, w tym Andromeda, zawierają wiele gwiazd, ale przez długi czas nie było jasne, czy znajdują się one w naszej Galaktyce, czy poza nią. I tylko w latach 1923-1924 Edwin Hubble ustalił, że odległość od Ziemi do Andromedy co najmniej trzykrotnie przekraczającej średnicę Drogi Mlecznej (faktycznie około 20 razy) i że M33, kolejna mgławica z katalogu Messiera, jest nie mniej odległe od nas. odległość Wyniki te wyznaczyły początek nowej dyscypliny naukowej – astronomii galaktycznej.

Podglądanie sąsiada
Nasz najbliższy sąsiad, Galaktyka Andromedy (M31) jest jednym z ulubionych obiektów niebieskich do amatorskich obserwacji astronomicznych i fotografii. I nie tylko amatorzy – na ilustracji pokazano połączony widok wielospektralny M31, wykonany przez teleskop kosmiczny Spitzer i NASA Galaxy Evolution Explorer (GALEX). GALEX Oczy UV otwierają ognistą naturę Andromedy – gorące obszary wypełnione młodymi (pokazane niebieski) i starych (zielone kropki i jasny żółty obszar w centrum galaktyki) gwiazdy. Wrażliwy Teleskop IR Spitzer widzi inną, zimną stronę – regiony tworzące gwiazdy (pokazane czerwony), ukryte przed wścibskimi oczami przez chmury pyłu i gazu. Fioletowy Obszary, w których występują gorące masywne gwiazdy współistniejące z zimnymi obłokami otoczonymi pyłem. Obraz: Popular Mechanics

Krasnoludy i giganty

Wszechświat jest wypełniony galaktykami o różnych rozmiarach i różnych masach. Ich liczba jest znana z grubsza. Siedem lat temu, w ciągu trzech i pół miesiąca, teleskop orbitalny Hubble'a odkrył około 10 000 galaktyk, skanując w południowej konstelacji Pieca obszar nieba, sto razy mniejszy niż obszar księżycowego dysku. Jeśli przyjmiemy, że galaktyki są rozmieszczone w sferze niebieskiej z taką samą gęstością, okazuje się, że w obserwowanej przestrzeni znajduje się ich 200 miliardów, jednak szacunek ten jest bardzo niedoszacowany, ponieważ teleskop nie mógł zauważyć wielu bardzo słabych galaktyk.

Wśród galaktyk są krasnoludy i olbrzymy. W autorytatywnym podręczniku Oxford Towarzysz do kosmologii Edycja 2008 mówi, że najmniejsze galaktyki zawierają miliony gwiazd, a największe – tryliony. Ta informacja już stała się nieaktualna. Jako profesor z University of Texas w Austin, John Kormendi, powiedział w ostatnich latach, że odkryto rodzinę mini-galaktyk z zaledwie setkami gwiazd: "Są to tak zwane ultrakompaktowe karły, których wymiary liniowe mieszczą się w granicach 20 par. Mimo niewielkiej liczby gwiazd, masa takich galaktyk to miliony i dziesiątki milionów mas Słońca, najprawdopodobniej za to odpowiedzialna jest głównie ciemna materia, chociaż niektórzy naukowcy uważają, że znaczny udział ma czarne dziury i gwiazdy neutronowe. Definicja galaktyki jako dużej autonomicznej gromady gwiazd już nie działa. " Na górnej granicy spektrum galaktycznego znajdują się superganty o średnicy rzędu megaparsek, których gwiezdna populacja osiąga setki trylionów.

Forma i treść

Galaktyki różnią się również morfologią (tj. Formą).Generalnie są one podzielone na trzy główne klasy: tarczową, eliptyczną i nieregularną (nieregularną). Jest to klasyfikacja ogólna, jest dużo bardziej szczegółowa.

Galaktyka dyskoidalna jest gwiazdowym pączkiem obracającym się wokół osi przechodzącej przez jej geometryczny środek. Zwykle po obu stronach środkowej strefy naleśnika znajduje się owalny wybrzuszenie – wybrzuszenie (z angielskiego. wybrzuszenie). Bulge również obraca się, ale z niższą prędkością kątową niż dysk. W płaszczyźnie dysku obserwowane są często gałęzie spiralne, obfitujące w stosunkowo młode jasne oprawy. Istnieją jednak dyski galaktyczne i bez struktury spiralnej, gdzie takie gwiazdy są znacznie mniejsze.

Gwiezdny zwornik – pasek może przeciąć centralną strefę galaktyki w kształcie dysku. Przestrzeń wewnątrz dysku wypełniona jest podłożem z pyłu gazowego – materiału wyjściowego dla nowych gwiazd i systemów planetarnych. Galaktyka ma dwa dyski: gwiazdę i gaz. Otacza je galaktyczna aureola – sferyczna chmura rozrzedzonego gorącego gazu i ciemnej materii, która stanowi główny wkład w całkowitą masę galaktyki. Halo zawiera również pojedyncze stare gwiazdy i kuliste gromady gwiazdowe (gromady kuliste) mające do 13 miliardów lat.W centrum niemal każdej z odkrytych galaktyk, zarówno z wybrzuszeniem, jak i bez wybrzuszenia, znajduje się supermasywna czarna dziura. Największe galaktyki tego typu zawierają po 500 miliardów gwiazd.

Widelec tuningowy Edwina Hubble'a
W 1926 r. Słynny amerykański astronom Edwin Powell Hubble zaproponował (aw 1936 r. Zmodernizował) swoją klasyfikację galaktyk zgodnie z ich morfologią. Ze względu na swoją charakterystyczną formę klasyfikacja ta jest również nazywana widełkiem Hubble'a. Na „nogi” widelca są galaktyki eliptyczne, na zębach wideł – soczewkowy galaktyki rękawów i galaktyki spiralne bez paska i skoczek barze. Galaktyki, które nie mogą być klasyfikowane jako jedna z wymienionych klas, nazywane są nieregularnymi lub nieregularnymi. Zdjęcie: "Chemia i życie"

Galaktyka eliptyczna, jak sama nazwa wskazuje, ma kształt elipsoidy. Nie obraca się jako całość i dlatego nie ma osiowej symetrii. Jego gwiazdy, które w większości mają stosunkowo małą masę i stały wiek, krążą wokół centrum galaktycznego w różnych płaszczyznach, a czasem nie pojedynczo, ale w bardzo wydłużonych łańcuchach. Nowe gwiazdy w galaktykach eliptycznych rzadko zapalają się z powodu braku surowców – wodoru cząsteczkowego.

Zarówno największe jak i najmniejsze galaktyki należą do typu eliptycznego. Łączny udział jego przedstawicieli w galaktycznej populacji wszechświata wynosi tylko około 20%. Galaktyki te (z możliwym wyjątkiem najmniejszego i najciemniejszego) również ukrywają supermasywne czarne dziury w swoich strefach centralnych. Galaktyki eliptyczne mają aureole, ale nie tak wyraźne, jak galaktyki z dysków.

Gwiezdne przesiedlenie

Galaktyki są rozmieszczone w przestrzeni kosmicznej, wcale nie są chaotyczne. Ogromne galaktyki są często otoczone przez małe galaktyki satelitarne.

Lokalna grupa galaktyk
Podobnie jak ludzie, galaktyki łączą się w grupy. Nasza Lokalna Grupa obejmuje dwie największe galaktyki w okolicy około 3 megaparsek – Drogi Mlecznej i Andromedy (M31), galaktyki Trójkąta i ich satelitów – Wielkie i Małe Chmury Magellana, galaktyki karłowate w Wielkim Psie, Pegasus, Kilonia, Sextant, Phoenix i wiele innych – wszystko w liczbie około pięćdziesięciu. Lokalna grupa z kolei należy do lokalnej supergromady w Pannie. Obraz: Popular Mechanics

Zarówno nasza Droga Mleczna, jak i sąsiednia Andromeda mają co najmniej 14 satelitów i najprawdopodobniejto znacznie więcej. Galaktyki uwielbiają spotykać się w parach, trójkach i większych grupach dziesiątków powiązanych grawitacyjnie partnerów. Większe asocjacje, gromady galaktyczne, zawierają setki tysięcy galaktyk (pierwszy z tych klastrów odkrył Messier). Czasami obserwuje się szczególnie jaskrawą galaktykę gigantyczną w centrum gromady, która powstała, jak się sądzi, w procesie łączenia mniejszych galaktyk. I wreszcie, istnieją również supergromady, które obejmują gromady i grupy galaktyk, a także pojedyncze galaktyki. Zwykle są to wydłużone struktury do setek megaparseków. Są one prawie całkowicie oddzielone od galaktyk, kosmicznych pustek o tej samej wielkości. Supergromady nie są już zorganizowane w żadne struktury wyższego rzędu i są losowo rozproszone w przestrzeni. Z tego powodu, w skali kilkuset megaparseków, nasz Wszechświat jest jednorodny i izotropowy.

Wszystkie inne galaktyki są uważane za nieregularne. Zawierają dużo pyłu i gazu i aktywnie odradzają młode gwiazdy. W umiarkowanych odległościach od Drogi Mlecznej jest niewiele takich galaktyk, tylko 3%. Jednak wśród obiektów o dużym przesunięciu ku czerwieni, którego światło zostało wyemitowane nie później niż 3 miliardy lat po Wielkim Wybuchu, ich udział gwałtownie wzrósł.Wygląda na to, że wszystkie systemy gwiezdne pierwszej generacji były małe i miały niewłaściwe kontury, a duże galaktyki dyskoidalne i eliptyczne pojawiły się znacznie później.

Narodziny galaktyk

Galaktyki narodziły się wkrótce po gwiazdach. Uważa się, że pierwsze luminarze wybuchły nie później niż 150 milionów lat po Wielkim Wybuchu. W styczniu 2011 r. Zespół astronomów, którzy przetwarzali informacje z Kosmicznego Teleskopu Hubble'a, zgłosił prawdopodobną obserwację galaktyki, której światło wyszło w kosmos 480 milionów lat po Wielkim Wybuchu. W kwietniu inna grupa badawcza odkryła galaktykę, która według wszelkiego prawdopodobieństwa była już w pełni ukształtowana, gdy młody wszechświat miał około 200 milionów lat.

Droga mleczna

Słońce krąży wokół centrum całkiem zwyczajnej galaktyki spiralnej, składającej się z 200-400 miliardów gwiazd.

Jego średnica jest w przybliżeniu równa 28 kiloparsekom (nieco ponad 90 tysięcy lat świetlnych). Promień orbity wewnątrzgalaktycznej Słońca wynosi 8,5 kiloparseka (tak, że nasza gwiazda jest przesunięta na zewnętrzną krawędź dysku galaktycznego), czas pełnego obrotu wokół środka Galaktyki wynosi około 250 Ma.Wybrzuszenie Drogi Mlecznej ma kształt elipsoidy i jest wyposażone w pasek, który odkryto dopiero niedawno. W centrum wybrzuszenia znajduje się kompaktowy rdzeń wypełniony gwiazdami w różnym wieku – od kilku milionów lat do miliarda lat. Wewnątrz rdzenia za gęstą chmurą pyłu leży czarna dziura, która jest dość skromna według standardów galaktycznych – tylko 3,7 miliona mas Słońca.

Mapa naszej wyspy
Korzystanie z obrazów podczerwonych teleskopu kosmicznego SpitzerAstronomowie mapują Drogę Mleczną. Składa się z dwóch największych ramion spiralnych, Tarcza Centaura i Perseusza, połączonych za pomocą pręta i dwóch mniejszych ramion, Strzelca i Kwadratu, wypełnionych gazowymi chmurami i regionami gwiazdotwórczymi. Nawet mniejsze rękawy obejmują rękawy Outer, Far i Middle 3 kiloparsec. Nasz układ słoneczny znajduje się w małym ramieniu (spanie) Oriona. Obraz: Popular Mechanics

Nasza galaktyka ma podwójną gwiazdę. Udział dysku wewnętrznego, który ma nie więcej niż 500 parseków w pionie, odpowiada za 95% gwiazdek strefy dysku, w tym wszystkich młodych jasnych gwiazd.Obejmuje zewnętrzny dysk o grubości 1500 parseków, w którym żyją starsze gwiazdy. Grubość dysku pyłowo-gazowego Drogi Mlecznej jest nie mniejsza niż 3,5 kiloparseka. Cztery spiralne tuleje dysku – obszary o zwiększonej gęstości ośrodka zawierającego pył gazowy – zawierają większość najbardziej masywnych gwiazd.
Średnica halo Drogi Mlecznej jest nie mniejsza niż dwukrotna średnica dysku. Znaleźli około 150 gromad kulistych, wiek najstarszych przekracza 13 miliardów lat. Halo wypełnione jest ciemną materią o nierównej strukturze. Według najnowszych danych, kształt halo jest znacznie spłaszczoną kulką. Całkowita masa galaktyki może wynosić do 3 bilionów mas Słońca, a udział ciemnej materii wynosi 90-95%. Masę gwiazd w Drodze Mlecznej szacuje się na 90-100 miliardów mas Słońca.

Warunki narodzin gwiazd i galaktyk powstały na długo przed ich rozpoczęciem. Kiedy wszechświat przekroczył wiek 400 000 lat, plazmę w przestrzeni kosmicznej zastąpiono mieszaniną neutralnego helu i wodoru. Ten gaz był wciąż zbyt gorący, by skurczyć się w chmury molekularne, które dały początek gwiazdom. Współistniała jednak z cząstkami ciemnej materii, które początkowo nie były równomiernie rozmieszczone w przestrzeni – gdzie jest trochę gęstsza, gdzie jest cieńsza.Nie oddziaływali oni z gazem barionowym, a zatem pod wpływem wzajemnego przyciągania swobodnie płynęli w strefy o zwiększonej gęstości. Według obliczeń modelowych, już sto milionów lat po Wielkim Wybuchu w kosmosie, powstały ciemne chmury wielkości obecnego Układu Słonecznego. Połączyli się w większe struktury, mimo ekspansji kosmicznej. Były więc skupiska chmur ciemnej materii, a następnie skupiska tych gromad. Wciągnęli w kosmos, dając mu możliwość zagęszczenia i zapadnięcia się. W ten sposób pojawiły się pierwsze supermasywne gwiazdy, które szybko eksplodowały supernowymi i pozostawiały czarne dziury. Eksplozje te wzbogaciły przestrzeń kosmiczną o elementy cięższe od helu, co przyczyniło się do schłodzenia zapadających się chmur gazu i umożliwiło pojawienie się mniej masywnych gwiazd drugiej generacji. Takie gwiazdy mogły istnieć już od miliardów lat, a zatem mogły tworzyć (ponownie za pomocą ciemnej materii) systemy grawitacyjnie związane. W ten sposób powstały długowieczne galaktyki, w tym nasza.

"Wiele szczegółów galaktogenezy wciąż jest ukrytych we mgle" – mówi John Kormendi. "W szczególności odnosi się to do roli czarnych dziur, których masy wahają się od dziesiątek tysięcy mas Słońca do absolutnego rekordu 6,6 miliardów mas Słońca należących do czarnych dziur. dziura z rdzenia eliptycznej galaktyki M87, zlokalizowana 53,5 miliona lat świetlnych od Słońca. Otwory w centrach galaktyk eliptycznych są zwykle otoczone wybrzuszeniami złożonymi ze starych gwiazd. Algy masa czarnej dziury jest zazwyczaj trzy rzędy wielkości mniejsza niż masa wypukłości – .. oczywiście, jeśli taka osoba jest obecna Ten wzorzec jest potwierdzone przez obserwacje, obejmujących masę dołkowe milionów do miliardów mas Słońca ".

Według profesora Kormendi, galaktyczne czarne dziury przybierają masę na dwa sposoby. Dziura, otoczona pełnowymiarowym wybrzuszeniem, rośnie dzięki absorpcji gazu, który dochodzi do wybrzuszenia z zewnętrznej strefy galaktyki. Podczas łączenia się galaktyk intensywność napływu tego gazu gwałtownie wzrasta, co inicjuje wybuch kwazarów. W rezultacie równoległe wybrzuszenia i dziury ewoluują, co tłumaczy korelację między ich masami (chociaż inne, wciąż nieznane mechanizmy mogą działać).

Inną rzeczą są nie pasujące galaktyki i pseudo-łyse galaktyki. Masy ich dziur zwykle nie przekraczają 104-106 masy słoneczne. Według profesora Kormendiego, są one zasilane gazem z powodu przypadkowych procesów zachodzących w pobliżu otworu i nie rozciągają się na całą galaktykę. Taka dziura rośnie niezależnie od ewolucji galaktyki lub jej pseudobalge, co jest przyczyną braku korelacji między ich masami.

Rosnące galaktyki

Galaktyki mogą zwiększać zarówno rozmiar, jak i masę. "W odległej przeszłości galaktyki działały o wiele sprawniej niż w epoce kosmologicznej" – wyjaśnia Gart Illingworth, profesor astronomii i astrofizyki na Uniwersytecie Kalifornijskim w Santa Cruz. "Wskaźniki narodzin nowych gwiazd są szacowane masa Słońca) na jednostkę objętości przestrzeni kosmicznej (zwykle kubiczny megaparsek) .W czasie formowania się pierwszych galaktyk liczba ta była bardzo mała, a następnie gwałtownie wzrastała, zostać rozszerzony na tak długo, jak wszechświat jest pod 2 mld USD. roku. Kolejne 3 mld USD.przez lata był względnie stały, następnie zaczął spadać niemal proporcjonalnie do czasu, a spadek ten trwa do dziś. Tak więc, 7-8 miliardów lat temu, średnie tempo powstawania gwiazd było 10-20 razy wyższe od współczesnego. Większość obserwowalnych galaktyk jest już w pełni ukształtowana w tej odległej epoce. "

Przyszyć rękawy Drogi Mlecznej

Na rysunku – wyniki ewolucji w różnych punktach czasowych – początkowa konfiguracja (a), do 0,9 (b), 1,8 (c) i 2,65 miliarda lat (d). Zgodnie z obliczeniami modelu, pręt i spiralne ramiona Drogi Mlecznej mogły powstać w wyniku kolizji z SagDEG, który początkowo przyciągnął 50-100 miliardów mas Słońca. Dwukrotnie przeszedł przez dysk naszej Galaktyki i stracił część swojej materii (zarówno zwykłej, jak i ciemnej), powodując zakłócenia jej struktury. Aktualna masa SagDEG nie przekracza dziesiątków milionów mas Słońca, a następna kolizja, której spodziewamy się nie później niż za 100 milionów lat, prawdopodobnie będzie ostatnia. Obraz: Popular Mechanics

Naukowcy z University of Pittsburgh, University of California, Irvine i Atlantic University of Florida wymodelowali zderzenie Drogi Mlecznej i poprzednika galaktyki eliptycznej karłowatej w Strzelcu (Galaktyka eliptyczna Sagittarius Dwarf, SagDEG). Przeanalizowali dwa warianty kolizji – ze światłem (3×1010 masy słońca) i ciężkie (1011 masa Słońca) SagDEG. Figura (na dole), od lewej do prawej, pokazuje wyniki 2,7 miliarda lat ewolucji Drogi Mlecznej bez interakcji z galaktyką karłowatą oraz z interakcją ze słabymi i ciężkimi wariantami SagDEG.

Ogólnie rzecz biorąc, ten trend jest jasny. Galaktyki rosną na dwa główne sposoby. Po pierwsze, otrzymują świeży materiał do tworzenia gwiazd, pobierając cząsteczki gazu i pyłu z otaczającej przestrzeni. Przez kilka miliardów lat po Wielkim Wybuchu mechanizm ten działał właściwie, po prostu dlatego, że w kosmosie było wystarczająco dużo materiału gwiazdy dla wszystkich. Następnie, gdy rezerwy zostały wyczerpane, stawka urodzenia gwiazdy spadła. Jednak galaktyki znalazły szansę na zwiększenie jej z powodu kolizji i fuzji. Jednakże, aby zrealizować tę opcję, konieczne jest, aby zderzające się galaktyki posiadały przyzwoity zapas międzygwiezdnego wodoru. Duże galaktyki eliptyczne, w których prawie już nie ma, fuzja nie pomaga, ale w dyskoidalnym i niepoprawnym działa.

Kurs na kolizję

Zobaczmy, co się dzieje, gdy połączą się dwie z grubsza podobne galaktyki dyskowe. Ich gwiazdy prawie nigdy się nie zderzają – odległości między nimi są zbyt duże. Jednak tarcza gazowa każdej galaktyki odczuwa siły pływowe ze względu na przyciąganie sąsiada. Materia barionowa dysku traci część momentu pędu i przesuwa się do centrum galaktyki, gdzie powstają warunki dla gwałtownego wzrostu szybkości powstawania gwiazd. Część tej substancji pochłaniają czarne dziury, które również zyskują masę. W końcowej fazie łączenia się galaktyk czarne dziury łączą się, a gwiezdne dyski obu galaktyk tracą swoją poprzednią strukturę i rozpraszają się w przestrzeni. W rezultacie jeden eliptyczny jest utworzony z pary spiralnych galaktyk. Ale to nie jest kompletny obraz. Promieniowanie młodych jasnych gwiazd jest w stanie wydmuchać część wodoru z nowonarodzonej galaktyki. Jednocześnie aktywna akumulacja gazu na czarnej dziury powoduje, że od czasu do czasu trzeba strzelać do kosmicznych strumieni cząstek ogromnej energii, które rozgrzewają gaz w całej galaktyce, a tym samym zapobiegają powstawaniu nowych gwiazd. Galaktyka stopniowo ustępuje – najprawdopodobniej na zawsze.

Galaktyki o nierównym kalibrze zderzają się w różny sposób. Duża galaktyka jest zdolna do pochłaniania krasnoluda (jednocześnie lub w kilku etapach), a jednocześnie zachowuje swoją własną strukturę. Ten galaktyczny kanibalizm może również stymulować powstawanie gwiazd. Galaktyka karłowata całkowicie zapada się, pozostawiając za sobą łańcuchy gwiazd i strumienie kosmicznego gazu, które obserwowane są zarówno w naszej Galaktyce, jak iw sąsiedniej Andromedzie. Jeśli jedna z zderzających się galaktyk nie jest zbyt lepsza od drugiej, możliwe są nawet bardziej interesujące efekty.

Czekam na super-teleskop

Galaktyczna astronomia przetrwała prawie do dziewięćdziesiątej rocznicy. Zaczęła od zera i wiele osiągnęła. Jednak liczba nierozwiązanych problemów jest bardzo duża. Tak więc nikt nie wie, kiedy i jak powstały pierwsze galaktyki oraz w jaki sposób formują się galaktyki o strukturze dysku. "Naukowcy wiele oczekują od teleskopu orbitalnego podczerwieni James Webb, który ma zostać uruchomiony w 2018 roku" – mówi Garth Illingworth. "Niestety, nie jest jasne, czy projekt ten zostanie ukończony – z powodu trudności finansowych. odbędzie się. "


Like this post? Please share to your friends:

;-) :| :x :twisted: :smile: :shock: :sad: :roll: :razz: :oops: :o :mrgreen: :lol: :idea: :grin: :evil: :cry: :cool: :arrow: :???: :?: :!: