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메가마이저

Megamaser
메가마이너는 가시광선이 아닌 마이크로파 방출물을 빔으로 내보내는 천문 레이저 역할을 한다('l'[1]을 대신하는 'm'을 함).

메가마저(megamaser)는 천체물리학적 마저(maser)의 일종으로, 자연적으로 발생하는 자극성 선 방출원이다.메가마스터는 등방성도가 커서 천체물리학적 마저와 구별된다.메가마스터는 전형적인 10개의3 태양 광도를 가지고 있다.L☉))은 은하계의 마저보다 1억 배 밝기 때문에 접두사 메가.이와 마찬가지로, 킬로마이저라는 용어는 은하수 밖에 있는 매거진을 묘사하기 위해 사용된다.L☉, 또는 은하계의 평균 마저보다 수천배 강한, 기가마이저는 마저들을 은하계의 평균 마저보다 수십억배 강한 것으로 묘사하는데 사용되며, 외삽 마저는 은하수 밖에서 발견되는 모든 마저들을 포괄한다.대부분의 알려진 외삽 마저는 메가마스터이며, 대부분의 메가마스터는 히드록실(OH) 메가마스터로, 증폭되고 있는 스펙트럼 라인이 히드록실 분자의 전환에 의한 것임을 의미한다.물(HO2), 포름알데히드(HCO2), 메틴(CH)의 다른 세 가지 분자에 대해 알려진 메가마사가 있다.

물 메가마스터는 최초로 발견된 메가마스터의 유형이었다.최초의 물 메가마이너는 1979년 인근 센타우루스 A/M83 그룹의 은하인 NGC 4945에서 발견되었다.최초의 히드록실 메가마이어는 1982년 은하수에 가장 가까운 초경량 적외선 은하인 Arp 220에서 발견되었다.이후 발견된 모든 OH 메가마스터는 발광 적외선 은하에서도 존재하며 적외선 광도가 낮은 은하에서 호스팅되는 소수의 OH 킬로마스터가 있다.대부분의 발광 적외선 은하는 최근에 다른 은하와 병합되거나 상호 작용하여 별 형성의 폭발을 겪고 있다.히드록실 메가마스터에서 방출되는 많은 특성은 배경 방사선의 증폭과 다른 주파수에서의 히드록실 라인의 비율을 포함하여 은하계 내의 히드록실 마저와 구별된다.히드록실 분자의 인구 역전은 성간 먼지를 둘러싸고 별을 형성하는 것으로부터 흡수되고 빛이 다시 방출되는 원적외선 방사선에 의해 생성된다.히드록실 메가마이저 라인의 지만 분할은 마싱 영역의 자기장 측정에 사용될 수 있으며, 이 애플리케이션은 은하수가 아닌 은하계에서 지만이 분할된 것을 최초로 검출한 것을 나타낸다.

물 메가마스터와 킬로마스터는 주로 활성 은하핵과 연관되어 있는 반면, 은하계 및 약한 은하계 외 물 마저들은 항성을 형성하는 지역에서 발견된다.다른 환경에도 불구하고, 외부 물 마스를 생산하는 환경은 은하수 마스를 생산하는 환경과 크게 다르지 않아 보인다.물 메가마스터의 관측은 허블 상수에 대한 제약을 제공하기 위해 은하까지의 거리를 정확하게 측정하기 위해 사용되었다.

배경

마저스

주요기사: 마저
자극된 배기 가스 배출 과정을 보여주는 다이어그램

마저라는 단어는 "방사선의 자극적 방출에 의한 마이크로웨이브 증폭"을 나타내는 약자 MASER에서 유래되었다.마저는 광학 파장에서 작동하는 레이저의 전신이며, '미크로웨이브'를 '빛'으로 대체하여 붙여진 이름이다.각각 다른 에너지 상태를 가진 원자나 분자의 시스템을 감안할 때, 원자나 분자는 광자를 흡수하여 더 높은 에너지 수준으로 이동하거나, 광자는 동일한 에너지의 다른 광자의 배출을 자극하여 더 낮은 에너지 수준으로의 전환을 일으킬 수 있다.마서를 생산하려면 인구 역전이 필요하며, 이는 낮은 에너지 수준에 비해 높은 에너지 수준에서 더 많은 구성원을 갖는 시스템이다.이런 상황에서는 흡수되는 광자보다 자극적인 방출에 의해 더 많은 광자가 생성될 것이다.그러한 시스템은 열 평형 상태에 있지 않으며, 따라서 특별한 조건이 필요하다.구체적으로, 그것은 원자나 분자를 흥분된 상태로 펌프질할 수 있는 어떤 에너지원을 가지고 있어야 한다.일단 인구 역전이 일어나면, 두 상태 사이의 에너지 차이에 해당하는 광자 에너지를 가진 광자는 동일한 에너지의 다른 광자의 자극적인 방출을 발생시킬 수 있다.원자나 분자는 낮은 에너지 수준으로 떨어지게 되고, 이전에는 단 하나였던 같은 에너지의 광자 두 개가 있게 된다.이 과정의 반복은 증폭으로 이어지는 것이며, 모든 광자는 같은 에너지이므로 생성된 빛은 단색이다.[2][3]

천체물리학적 마저

주요기사 : 천체물리학적 마저

지구상에 세워진 마저와 레이저, 우주에서 발생하는 마저 모두 작동하기 위해서는 인구 역전이 필요하지만, 인구 역전이 발생하는 조건은 두 경우에서 매우 다르다.실험실의 마저들은 밀도가 높은 시스템을 가지고 있어서 마싱에 사용될 수 있는 전환을 제한하고, 빛을 앞뒤로 여러 번 튕기기 위해서는 공명 공동의 사용을 필요로 한다.천체물리학 마스터는 낮은 밀도에 있고, 자연적으로 매우 긴 경로 길이를 가지고 있다.저밀도에서는 열평형 상태가 충돌에 의해 유지되기 때문에 열평형에서 벗어나는 것이 더 쉽게 달성되는데, 이는 인구 역전이 발생할 수 있다는 것을 의미한다.긴 경로 길이는 방사선을 자극할 수 있는 많은 기회를 제공하고 방사선의 배경 원천을 증폭시킨다.이러한 요소들은 "성간 공간을 마스 조작을 위한 자연 환경으로 만들기 위해 축적된다."[4]천체물리학적 마스크는 복사 또는 충돌로 펌프될 수 있다.복사 펌핑에서 마저 전환 광자보다 높은 에너지를 가진 적외선 광자는 인구 역전을 생성하기 위해 마저에서 원자와 분자를 상방으로 우선 자극한다.충돌 펌핑에서 이 모집단은 대신 분자를 상층 마스 레벨 이상의 에너지 레벨로 자극한 다음 분자가 광자를 방출하여 상층 마스 레벨로 분해하는 충돌에 의해 역방향으로 생성된다.[5]

역사

최초의 마스가 실험실에 세워진 지 12년 만인 1965년 은하수 평면에서 히드록실(OH) 마저가 발견됐다.[6]물(HO2), 일산화탄소(SiO), 메탄올(CHOH3) 등 다른 분자의 마저도 이듬해 은하수에서 발견됐다.[7]이러한 은하계 마저에 대한 일반적인 등방성 광도는 10-10이다−6−3. L☉.[8] 외삽 마싱에 대한 첫 번째 증거는 1973년 NGC 253에서 히드록실 분자의 검출이었으며, 은하 마저보다 약 10배 더 발광하였다.[9]

1982년 초경량 적외선 은하 220호에서 첫 메가마이너가 발견되었다.[10]선원의 광도는 동위원소적으로 방출된다고 가정할 때 대략 10이다3. L☉. 이 광도는 은하수에서 발견되는 일반적인 마저보다 대략 1억 배 정도 강해서, Arp 220의 마저 선원은 메가마저라고 불렸다.[11]이때는 이미 외삽수(HO2) 마저도 알려져 있었다.1984년 NGC 4258 및 NGC 1068에서 물 마저 방출이 발견되었는데, 이는 Arp 220의 히드록실 마저와 비슷한 강도였으며, 그만큼 물 메가마저로 간주된다.[12]

그 후 10년 동안 포름알데히드(HCO2)와 메틴(CH)에 대한 메가마스터도 발견되었다.은하 포름알데히드 마저는 비교적 드물며, 은하 포름알데히드 마저보다 포름알데히드 메가마사가 더 많이 알려져 있다.반면에 메틴 마저들은 은하수에서 꽤 흔하다.두 종류의 메가마이너는 모두 히드록실(hydroxyl)이 검출된 은하에서 발견되었다.메틴은 히드록실 흡수 은하에서 볼 수 있는 반면 포름알데히드는 히드록실 흡수 은하뿐만 아니라 히드록실 메가마이저 방출 은하에서도 발견된다.[13]

2007년 현재, 109개의 히드록실 메가마저 선원이 알려져 있으며, 는 z 0의 적색 편차로 알려져 있으며[14] 100개가 넘는 외부 물 마스가 알려져 있으며,[15] 이 중 65개는 메가마저로 간주될 만큼 밝다.[16]

일반 요구사항

은하 MCG+01-38-004(상단)와 MCG+01-38-005(하단) – MCG+01-38-005에서 나오는 마이크로파 방출은 허블 상수에 대한 정제된 값을 계산하는 데 사용되었다.[17]

마싱 분자와 상관없이 강력한 마저 소스가 존재하기 위해서는 충족되어야 하는 몇 가지 요건이 있다.한 가지 요건은 모든 마저 전환이 무선 파장에서 일어나기 때문에 마저에 의해 증폭되는 방사선을 제공하기 위한 무선 연속체 배경 공급원이다.[citation needed]마싱 분자는 모집단의 역전을 생성하기 위한 펌핑 메커니즘과 상당한 증폭이 이루어지도록 충분한 밀도와 경로 길이를 가져야 한다.이것들은 결합하여 주어진 분자에 대한 메가마이저 방출이 언제 어디서 일어날지 제한한다.[18]메가마스터를 생산하는 것으로 알려진 각 분자의 구체적인 조건은 서로 다르다. 예를 들어, 가장 흔한 두 가지 메가마세서 종인 하이드록시와 물 모두를 수용하는 알려진 은하가 없다는 것이 그 예다.[16]이와 같이, 알려진 메가마스터를 가진 다른 분자들은 개별적으로 다루어질 것이다.

히드록실 메가마스터

arp 220은 가장 가까운 초경량 적외선 은하로, 여러 파장에서 매우 상세하게 연구되었다.이 때문에 히드록실 메가마이저 호스트 은하의 원형이며, 다른 히드록실 메가마스터와 그 호스트를 해석하는 가이드로 자주 사용된다.[19]

호스트 및 환경

아르프 220, 시제품 하이드록실 메가마이어 호스트 은하(허블 우주망원경)

히드록실 메가마스터는 발광 적외선 은하(LIRGs)라고 불리는 은하군의 핵 영역에서 발견되며, 원적외선 광도가 1천억 태양 광도(LFIR > 1011)를 초과한다. L☉, 및 LFIR > 10을12 갖는 초경량 적외선 은하(ULIRGs) L☉ 총애를 [20]받다이러한 적외선 광도는 매우 크지만, 많은 경우 LIRG는 가시광선에서는 특별히 빛을 발하지 않는다.예를 들어, 적외선 광도와 청색 광도의 비율은 약 80이며, 이는 메가마이너가 관측된 첫 번째 출처인 Arp 220이다.[21]

LIRG의 대다수는 다른 은하계와의 상호작용에 대한 증거를 보여주거나 최근에 은하 합병을 경험한 적이 있으며,[22] 히드록실 메가마스터를 호스트하는 LIRG도 마찬가지다.[23]메가마이저 호스트는 나선은하에 비해 분자 가스가 풍부하며 분자 수소 질량이 10억 태양 질량(H2 > 109)을 넘는다. M☉.[24] 합병은 분자 가스를 LIRG의 핵 지역으로 유입시켜 높은 분자 밀도를 생산하고 LIRG의 특징적인 높은 항성 형성률을 자극하는 것을 돕는다.이 별빛은 먼지를 가열하는데, 먼 적외선에서 다시 방사되어 히드록실 메가마이어 호스트에서 관측된 높은 L을FIR 생성한다.[24][25][26]원적외선 유량에서 도출된 먼지 온도는 나선형 대비 40~90K의 온도로 따뜻하다.[27]

LIRG의 원적외선 광도와 먼지 온도는 모두 먼지 온도와 원적외선 광도 사이의 상관관계를 통해 히드록실 메가마저 호스팅 가능성에 영향을 미치기 때문에 관측만으로 볼 때 각각 수산화 메가마스터를 생산하는 데 있어서 어떤 역할을 하는지는 불분명하다.먼지가 따뜻한 LIRG는 ULIRG와 마찬가지로 LFIR > 10으로 히드록실 메가마스터를12 호스팅할 가능성이 더 높다. L LIRG의 약 6개 중 1개와 비교했을 때, ULIRG의 3개 중 1개는 히드록실 메가마이너를 보유하고 있다☉.[28]수산기 megamasers의 조기 관측이 등방성 수산기의 광도와 원적외선 광도 사이에 LOH ∝{\propto\displaystyle}LFIR2와의 상관 관계. 본다고 지적했다.[29]으로서 더 수산화 megamasers, 관리는 Malmquist 편견을 설명하는 것 찍은 사진 발견되었다, 이 관찰된 관계 원인, LOH ∝{\d을 발견되었습니다. LFIR1.20.1.[30]

히드록실 메가마스터를 호스팅하는 LIRG 핵의 초기 스펙트럼 분류는 히드록실 메가마스터를 호스팅하는 LIRG의 속성은 LIRG의 전체 모집단과 구별할 수 없음을 나타냈다.메가마저 호스트의 약 3분의 1은하로 분류되고, 1/4은하로는 세이페르트 2 은하로 분류되며, 나머지는 저이온화 핵 방출 라인 지역, 즉 라이너로 분류된다.히드록실 메가마이저 호스트와 비호스트의 광학적 특성은 크게 다르지 않다.[31]그러나 최근 스피처 우주 망원경을 사용한 적외선 관측은 히드록실 메가마저 호스트와 비마싱 LIRG를 구별할 수 있는데, 이는 비마싱 LIRG 호스트 중 10–25%가 활성 은하핵에 대한 증거를 보여주기 때문이다.[32]

히드록실 메가마스터를 호스트하는 LIRG는 분자 가스 함량에 의해 LIRG의 일반 모집단과 구별될 수 있다.분자 가스의 대다수는 분자 수소인데, 전형적인 히드록실 메가마이저 호스트는 분자 가스 밀도가 1000 cm−3 이상이다.이러한 밀도는 LIRG 중 분자 기체의 최고 평균 밀도에 속한다.히드록실 메가마스터를 호스팅하는 LIRG는 일반적인 LIRG에 비해 고밀도 가스 분율도 높다.고밀도 가스 분율은 일산화탄소(CO)의 발광도에 대한 시안화수소(HCN)의 발광도 비율로 측정한다.[33]

선 특성

주파수를 낮추기 위해 적색 변환된 Arp 220의 1665 및 1667 MHz 마저 라인(아레시보 천문대 데이터)

히드록실 메가마스터의 방출은 1665MHz와 1667MHz의 이른바 "주선"에서 주로 발생한다.히드록실 분자에는 1612MHz와 1720MHz에서 방출되는 2개의 '위성 라인'도 있지만 위성 라인이 검출된 히드록실 메가마스터는 거의 없다.알려진 모든 히드록실 메가마스터의 방출은 1667MHz 라인에서 더 강력하다; 1667MHz 라인에서 1665MHz 라인까지의 플럭스의 일반적인 비율은 최소 2에서 20보다 크다.[34]열역학적 평형에서 수산화기 방출의 경우 이 비율은 광학적 깊이에 따라 1.8 대 1의 범위가 될 것이므로 2보다 큰 선비는 열 평형에서 벗어난 모집단을 나타낸다.[35]이는 일반적으로 1665MHz 라인이 가장 강한 항성형성 지역의 은하 히드록실 마저와 1612MHz 라인이 가장 강한 경우가 많은 진화된 항성 주변의 히드록실 마저와 비교될 수 있으며, 본선의 경우 1667MHz 방출량이 1612MHz보다 더 강한 경우가 많다.[36]주어진 주파수에서의 총 방출 폭은 일반적으로 초당 수백 킬로미터에 달하며, 총 방출 프로필을 구성하는 개별적인 특징은 초당 수십 킬로미터에서 수백 킬로미터에 이르는 폭을 가진다.[34]이것은 또한 은하계 히드록실 마저와 비교될 수 있는데, 이 마저들은 일반적으로 초당 1킬로미터의 선폭을 가지며, 초속 몇 십 킬로미터의 속도에 걸쳐 퍼져 있다.[35]

히드록실 마저에 의해 증폭된 방사선은 숙주의 무선 연속체다.이 연속체는 주로 제2종 초신성에 의해 생성된 싱크로트론 방사선으로 구성된다.[37]이 배경의 증폭은 낮으며, 증폭 요인 또는 이득은 몇 퍼센트에서 몇 백 퍼센트에 이르며, 초미세먼지 비율이 더 큰 원천은 일반적으로 더 큰 이득을 나타낸다.이득이 더 높은 공급원은 일반적으로 배출선이 더 좁다.이는 날개보다 라인 중심이 더 증폭되어 라인이 좁아지기 때문에 게인 이전의 선폭이 모두 대략 같을 경우 예상된다.[38]

Arp 220을 포함한 몇 개의 히드록실 메가마스터가 매우 긴 기준 간섭계(VLBI)로 관찰되었으며, 이는 선원을 높은 각 분해능에서 연구할 수 있게 한다.VLBI 관측에 따르면 히드록실 메가마이저 방출은 두 가지 구성 요소, 즉 한 개의 확산과 한 개의 압축으로 구성된다.확산 성분은 1인자 이하의 이득과 초당 수백 킬로미터의 선폭을 나타낸다.이러한 특성은 개별 마싱 구성요소를 해결할 수 없는 히드록실 메가마스터의 단일 접시 관측에서 볼 수 있는 것과 유사하다.콤팩트한 부품은 수십에서 수백까지 높은 이득을, 1667MHz에서 플럭스 비율이 높은 1665MHz로 라인 폭은 초당 몇 km씩 순서가 잡힌다.[39][40]이러한 일반적인 특징은 확산 방출이 발생하는 물질의 좁은 순환핵 고리 및 소형 방출이 발생하는 1파섹 크기의 개별 마싱 구름에 의해 설명되었다.[41]은하수에서 관측된 히드록실 마저는 소형 히드록실 메가마저 성분과 더 밀접하게 유사하다.그러나 히드록실 메가마사의 확산 성분을 닮은 다른 분자로부터 확장된 은하계 마저 방출의 일부 지역이 있다.[42]

펌핑 메커니즘

히드록실 라인과 원적외선 사이의 관찰된 관계는 히드록실 메가마사가 방사적으로 펌프된다는 것을 시사한다.[29]그들이 적외선 광자의 아주 높은 일부 수산기와 납에 메이저 광자 내보내는에 흡수될 것을 요구하는 인근 수산기 megamasers의 초기 VLBI측정 수산화 megamasers 완전 배출 요소들에 대해서 이 모델에 문제가 제시, 충돌 들뜸 더 그럴 듯한 펌핑 메커니즘을 만드는 것 같았다.[43]그러나 뭉툭한 매싱 매체를 가진 마저 방출 모델은 콤팩트하고 분산된 히드록실 방출의 관찰된 특성을 재현할 수 있는 것으로 보인다.[44]최근의 세부 치료 결과 53마이크로미터 파장의 광자가 본선 마저 방출의 1차 펌프라는 사실이 밝혀졌으며, 모든 히드록실 마저에 적용된다.이 파장에서 충분한 광자를 공급하기 위해서는 적외선 파장에 별의 방사선을 재처리하는 성간 먼지의 온도가 적어도 45 켈빈이어야 한다.[45]스피처 우주 망원경을 사용한 최근의 관측은 이 기본 그림을 확인하지만, 메가마이너 방출에 필요한 먼지 불투명도와 같은 히드록실 메가마이어 호스트 은하의 모델 세부사항과 관찰 사이에는 여전히 약간의 불일치가 있다.[32]

적용들

히드록실 메가마스터는 LIRG의 핵 지역에서 발생하며, 은하가 형성되는 단계에서 표식자로 보인다.히드록실 방출은 그 숙주 LIRG에서 성간 먼지에 의해 소멸되지 않기 때문에 히드록실 마저는 LIRG에서 별 형성이 일어나는 조건에 대한 유용한 탐사가 될 수 있다.[46]z ~ 2의 적색선에는 가까운 우주에 있는 은하보다 더 밝은 LIRG와 같은 은하들이 있다.히드록실 광도와 원적외선 광도 사이의 관측된 관계는 그러한 은하계의 히드록실 메가마스터가 관측된 히드록실 메가마스터보다 수십배에서 수백배 더 발광할 수 있음을 시사한다.[47]그러한 은하에서 히드록실 메가마스터를 검출하면 적색 변형을 정밀하게 결정할 수 있으며, 이러한 물체에서 항성 형성을 이해하는 데 도움이 될 것이다.[48]

또 다른 은하에서 지만 효과를 처음으로 검출한 것은 히드록실 메가마스터 관측을 통해서였다.[49]지만 효과는 자기장이 존재하여 스펙트럼 라인이 분열되는 것으로, 분열의 크기는 시야 자기장 강도에 선형 비례한다.지만 분할은 5개의 히드록실 메가마스터에서 검출되었으며, 검출된 필드의 대표적인 강도는 몇 밀리거스 순서가 있으며, 이는 은하 히드록실 마저에서 측정한 전기장 강도와 유사하다.[50]

수상 메가마스터

히드록실 메가마스터는 은하계 히드록실 마저와 어떤 면에서 근본적으로 구별되는 것처럼 보이는 반면에, 물 메가마스터는 은하계 물 마저와 너무 다른 조건을 요구하지 않는 것 같다.은하수 마스보다 강한 물 마스터는 "메가" 마저로 분류될 수 있을 만큼 충분히 강한 일부 마스터는 은하수 마저와 동일한 광도 함수로 설명될 수 있다.일부 외부 물 마저들은 은하수 마저와 같이 별을 형성하는 지역에서 발생하는 반면, 활성 은하핵(AGN) 주변의 분비핵 영역에서 더 강한 물 마저 발견된다.이것들의 등방성 광도는 1에서 수백까지의 주문 범위에 걸쳐 있다.L☉, 그리고 메시에 51 (0.8)과 같은 가까운 은하에서 발견된다.L☉) 및 NGC 4258(120)과 같은 더 먼 은하L☉).[51]

라인 특성 및 펌핑 메커니즘

물 분자의 회전 에너지 수준 간 전환으로 인해 물 마저 방출이 주로 22GHz에서 관찰된다.상부 상태는 지상 상태에 대해 643 켈빈에 해당하는 에너지에 있으며, 이 상위 마저 수준을 채우는 데는 순서가 108 cm−3 이상인 분자 수소와 최소 300 켈빈 이상의 온도가 필요하다.물 분자는 분자 수소 수밀도가 약 1011 cm일−3 때 열 평형을 이루므로, 이것은 물 마싱 부위의 수밀도에 상한을 둔다.[52]물 마저 방출은 성간 매질의 밀집 지역을 통해 전파되는 충격파 뒤에서 발생하는 마저에 의해 성공적으로 모델링되었다.이러한 충격은 마저 방출에 필요한 높은 밀도와 온도(성간 매체의 일반적인 조건에 상대적)를 생성하며 관찰된 마저에 대해 설명하는 데 성공한다.[53]

적용들

물 메가마스터는 먼 은하계에 정확한 거리 결정을 제공하는 데 사용될 수 있다.케플러 궤도를 가정할 때, 물 마저 반점의 구심 가속도와 속도를 측정하면 마저 반점에 의해 소계된 물리적 직경이 산출된다.그런 다음 물리적 반지름을 하늘에서 측정한 각 직경과 비교함으로써 마저와의 거리를 결정할 수 있다.이 방법은 AGN 주변의 작은 지역에서 발생하며 선폭이 좁기 때문에 물 메가마스터에 효과적이다.[54]이 거리 측정 방법은 표준 초의 사용에 의존하지 않는 허블 상수의 독립적인 측정을 제공하기 위해 사용되고 있다.그러나 이 방법은 허블 흐름 내의 거리에서 알려진 소수의 물 메가마스터에 의해 제한된다.[55]이 거리 측정은 또한 중심 물체의 질량을 측정하는데, 이 경우에는 초거대 블랙홀이다.물 메가마스터를 이용한 블랙홀 질량 측정은 은하계 이외의 은하계 블랙홀에 대한 질량 측정의 가장 정확한 방법이다.측정되는 블랙홀 질량은 은하 돌출부의 항성 속도 분산과 중심 초거대 블랙홀 질량 사이의 경험적 상관 관계인 M-시그마 관계와 일치한다.[56]

메모들

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참조