✖


Jump to content

Черная дыра промежуточной массы

Шаровое скопление Мэйалл II (M31 G1) является возможным кандидатом на размещение в своем центре черной дыры промежуточной массы. [1]

Черная дыра промежуточной массы ( IMBH ) — это класс черных дыр с массой в диапазоне 10 2 –10 5 Солнечные массы : значительно выше, чем у звездных черных дыр , но ниже, чем у 10 5 –10 9 солнечной массы сверхмассивные черные дыры . [2] [3] Несколько объектов-кандидатов IMBH были обнаружены в галактике Млечный Путь и других близлежащих объектах на основе косвенных наблюдений скорости газового облака и спектров аккреционного диска различной доказательной силы.

Наблюдательные данные

[ редактировать ]

Сигнал гравитационной волны , GW190521 , произошедший 21 мая 2019 года в 03:02:29 UTC [4] и был опубликован 2 сентября 2020 г. [5] [6] [7] возникло в результате слияния двух черных дыр. Они имели массы 85 и 65 солнечных масс и слились, образовав черную дыру массой 142 солнечных массы, из которой 8 солнечных масс излучались в виде гравитационных волн. [8] [5] [6] [7]

До этого самые убедительные доказательства существования IMBH были получены от нескольких активных галактических ядер низкой светимости . [9] Благодаря своей активности эти галактики почти наверняка содержат аккрецирующиеся черные дыры, и в некоторых случаях массы черных дыр можно оценить с помощью техники реверберационного картирования . Например, спиральная галактика NGC 4395 на расстоянии около 4 Мпк, по-видимому, содержит черную дыру массой около 3,6 × 10 5 солнечные массы. [10] [ соответствующий? ]

Самая большая на сегодняшний день выборка черных дыр промежуточной массы включает 305 кандидатов. [11] выбран в результате сложного анализа миллиона оптических спектров галактик, собранных Слоанским цифровым обзором неба. [12] Рентгеновское излучение было обнаружено у 10 из этих кандидатов. [11] подтверждая их классификацию как IMBH.

Предполагается, что некоторые сверхяркие источники рентгеновского излучения (ULX) в близлежащих галактиках являются IMBH с массой от ста до тысячи солнечных масс . [13] ULX наблюдаются в областях звездообразования (например, в звездообразующей галактике M82 [14] ), и, по-видимому, связаны с молодыми звездными скоплениями, которые также наблюдаются в этих регионах. Однако только динамическое измерение массы на основе анализа оптического спектра звезды-компаньона может выявить наличие IMBH как компактного аккретора ULX.

нескольких шаровых скоплениях На основании измерений скоростей звезд вблизи их центров было заявлено, что в содержатся IMBH; на рисунке показан один объект-кандидат. Однако ни одно из заявленных обнаружений не выдержало проверки. [9] Например, данные для M31 G1 , объекта, показанного на рисунке, могут быть одинаково хорошо подогнаны без массивного центрального объекта. [15]

Дополнительные доказательства существования IMBH могут быть получены путем наблюдения гравитационного излучения , испускаемого двойной системой, содержащей IMBH и компактный остаток или другую IMBH. [16] [17]

Наконец, соотношение M–сигма предсказывает существование черных дыр с массами 10 4 до 10 6 Солнечные массы в галактиках низкой светимости. [18] Самая маленькая черная дыра, предсказанная соотношением M–сигма, — это ядро ​​галактики RGG 118 с массой всего около 50 000 солнечных масс. [19]

Потенциальные открытия

[ редактировать ]
RX J1140.1+0307 — спиральная галактика, в центре которой находится более легкая черная дыра промежуточной массы. [20]

В ноябре 2004 года группа астрономов сообщила об открытии GCIRS 13E , первой черной дыры промежуточной массы в галактике Млечный Путь , вращающейся на орбите в трех световых годах от Стрельца A* . [21] Эта средняя черная дыра массой 1300 солнечных масс находится в скоплении из семи звезд, возможно, остатке массивного звездного скопления, разрушенного Галактическим центром . Это наблюдение может добавить поддержку идее о том, что сверхмассивные черные дыры растут за счет поглощения близлежащих меньших черных дыр и звезд. Однако в 2005 году немецкая исследовательская группа заявила, что присутствие IMBH вблизи галактического центра сомнительно, основываясь на динамическом исследовании звездного скопления, в котором, как утверждается, находится IMBH. [22] ЧДМ вблизи центра галактики также можно было обнаружить по ее возмущениям на звездах, вращающихся вокруг сверхмассивной черной дыры. [23]

В январе 2006 года группа под руководством Филипа Каарета из Университета Айовы объявила об открытии квазипериодических колебаний кандидата в черные дыры промежуточной массы, обнаруженного с помощью Rossi X-ray Timing Explorer НАСА . Кандидат, M82 X-1 , находится на орбите красного гиганта , который теряет свою атмосферу в черную дыру. [24] Ни существование колебания, ни его интерпретация как орбитального периода системы не полностью приняты остальным научным сообществом, поскольку заявленная периодичность основана всего лишь на четырех циклах, а это означает, что это может быть случайным изменением. . Если период реален, то это может быть либо орбитальный период, как предполагается, либо суперорбитальный период в аккреционном диске, как это наблюдается во многих других системах. [ нужна ссылка ]

В 2009 году группа астрономов под руководством Шона Фаррелла обнаружила HLX-1 , черную дыру промежуточной массы с меньшим скоплением звезд вокруг нее. [25] в галактике ESO 243-49. Эти данные свидетельствуют о том, что ESO 243-49 столкнулась с галактикой HLX-1 и поглотила большую часть вещества меньшей галактики.

9 июля 2012 года команда радиотелескопа CSIRO в Австралии объявила, что обнаружила первую черную дыру промежуточной массы. [26]

В 2015 году команда Университета Кейо в Японии обнаружила газовое облако ( CO-0,40-0,22 ) с очень широким разбросом скоростей. [27] Они провели моделирование и пришли к выводу, что модель с черной дырой массой около 100 000 солнечных масс лучше всего подходит для распределения скоростей. [28] Однако более поздняя работа указала на некоторые трудности, связанные с связью высокоскоростных дисперсионных облаков с черными дырами промежуточной массы, и предположила, что такие облака могут порождаться сверхновыми . [29] Дальнейшие теоретические исследования газового облака и близлежащих кандидатов на IMBH оказались безрезультатными, но вновь открыли такую ​​возможность. [30]

В 2017 году было объявлено, что в шаровом скоплении 47 Тукана может располагаться черная дыра массой в несколько тысяч солнечных . Это было основано на ускорениях и распределении пульсаров в скоплении; [31] однако более поздний анализ обновленного и более полного набора данных об этих пульсарах не нашел положительных доказательств этого. [32]

В 2018 году команда Университета Кейо обнаружила несколько потоков молекулярного газа, вращающихся вокруг невидимого объекта вблизи галактического центра, получившего обозначение HCN-0,009-0,044 , и предположила, что это черная дыра с массой 32 000 солнечных масс, и, если это так, то это третья обнаруженная IMBH. в регионе. [33]

Моделирование движения звезд в Мессье 4
Моделирование звездных движений в Мессье 4 , где астрономы подозревают, что может присутствовать черная дыра промежуточной массы. [34] [35] Если это подтвердится, черная дыра окажется в центре скопления и будет иметь сферу влияния (черную дыру), ограниченную красным кругом.

Наблюдения 2019 года обнаружили доказательства гравитационно-волнового явления ( GW190521 ), возникшего в результате слияния двух черных дыр промежуточной массы с массами в 66 и 85 раз больше солнечной. [36] В сентябре 2020 года было объявлено, что образовавшаяся в результате слияния черная дыра весила 142 солнечных массы, причем 9 солнечных масс излучались в виде гравитационных волн. [8] [5] [6] [7]

В 2020 году астрономы сообщили о возможном обнаружении черной дыры промежуточной массы под названием 3XMM J215022.4-055108 в направлении созвездия Водолея , примерно в 740 миллионах световых лет от Земли. [37] [38]

В 2021 году сообщение об открытии черной дыры промежуточной массы массой 100 000 солнечных в шаровом скоплении B023-G78 в Галактике Андромеды было опубликовано на arXiv в виде препринта. [39]

В 2023 году анализ собственных движений ближайшего известного шарового скопления Мессье 4 выявил избыточную массу примерно в 800 солнечных масс в центре, которая, по-видимому, не расширена и, таким образом, может быть лучшим кинематическим доказательством существования IMBH ( даже если нельзя полностью сбрасывать со счетов необычно компактное скопление компактных объектов, белых карликов, нейтронных звезд или черных дыр звездной массы). [34] [35]

Исследование, проведенное 10 июля 2024 года, изучило семь быстро движущихся звезд из центра шарового скопления Омега Центавра и обнаружило, что эти звезды соответствуют черной дыре промежуточной массы с массой не менее 8200 солнечных масс. [40]

Источник

[ редактировать ]

Черные дыры промежуточной массы слишком массивны, чтобы образоваться в результате коллапса одной звезды. Именно так, как звездные черные дыры полагают, образуются . В их среде отсутствуют экстремальные условия – то есть высокая плотность и скорости, наблюдаемые в центрах галактик – которые, по-видимому, приводят к образованию сверхмассивных черных дыр . Существует три постулируемых сценария формирования IMBH. Первый — это слияние черных дыр звездной массы с другими компактными объектами путем аккреции . Второй — это безудержное столкновение массивных звезд в плотных звездных скоплениях и коллапс продукта столкновения в IMBH. В-третьих, это первичные черные дыры, образовавшиеся в результате Большого взрыва . [41] [42] [43]

Ученые также рассмотрели возможность создания черных дыр промежуточной массы посредством механизмов , связанных с коллапсом одиночной звезды, таких как возможность прямого коллапса в черные дыры звезд с массой гелиевого ядра до сверхновой > 133 M ☉ (к избегайте парной нестабильной сверхновой , которая полностью разрушила бы звезду), требуя начальную общую звездную массу> 260 M ☉ , но шансов наблюдать такой массивный остаток сверхновой может быть мало. Недавние теории предполагают, что такие массивные звезды, которые могут привести к образованию черных дыр промежуточной массы, могут образовываться в молодых звездных скоплениях в результате множественных звездных столкновений. [44]

См. также

[ редактировать ]

Ссылки

[ редактировать ]
  1. ^ Гебхардт, Карл; Рич, РМ; Хо, Луис К. (декабрь 2005 г.), «Черная дыра промежуточной массы в шаровом скоплении G1: повышенная значимость по данным наблюдений с помощью новых космических телескопов Кека и Хаббла», The Astrophysical Journal , 634 (2): 1093–1102, arXiv : astro-ph/0508251 , Bibcode : 2005ApJ...634.1093G , doi : 10.1086/497023 , S2CID   119049663
  2. ^ Цзян, Ян-Фей; Грин, Дженни Э.; Хо, Луис К.; Сяо, Тин; Барт, Аарон Дж. (2011), «Галактики-хозяева черных дыр малой массы»
  3. ^ Грэм, Алистер В.; Скотт, Николас (2015), «Соотношение масштабирования массы (черной дыры)-выпуклости при малых массах»
  4. ^ «Триггер GW S190521g («GW 190521»)» . Университет Лестера . 2020. Архивировано из оригинала 28 июня 2020 года . Проверено 26 июня 2020 г.
  5. ^ Jump up to: а б с Эбботт, Р.; и др. (2 сентября 2020 г.). «Свойства и астрофизические последствия слияния 150 M ⊙ бинарных черных дыр GW190521» . Астрофизический журнал . 900 (1): Л13. arXiv : 2009.01190 . Бибкод : 2020ApJ...900L..13A . дои : 10.3847/2041-8213/aba493 .
  6. ^ Jump up to: а б с Эбботт, Р.; и др. (2 сентября 2020 г.). «GW190521: Слияние двойных черных дыр с общей массой 150 M ⊙» . Письма о физических отзывах . 125 (10): 101102. arXiv : 2009.01075 . Бибкод : 2020PhRvL.125j1102A . doi : 10.1103/PhysRevLett.125.101102 . ПМИД   32955328 .
  7. ^ Jump up to: а б с Мартин (2 сентября 2020 г.). «GW190521: Самое массивное столкновение черной дыры, наблюдаемое на сегодняшний день» (PDF) . Научное сотрудничество ЛИГО . Архивировано (PDF) из оригинала 4 сентября 2020 года . Проверено 2 сентября 2020 г.
  8. ^ Jump up to: а б Сигел, Итан (3 сентября 2020 г.). «Крупнейшее массовое слияние LIGO за всю историю предвещает революцию черных дыр» . Форбс . Архивировано из оригинала 4 сентября 2020 года . Проверено 5 сентября 2020 г.
  9. ^ Jump up to: а б Мерритт, Дэвид (2013). Динамика и эволюция галактических ядер . Принстон, Нью-Джерси: Издательство Принстонского университета . ISBN  9781400846122 .
  10. ^ Петерсон, Брэдли; и др. (2005). «Многоволновой мониторинг карликовой сейфертовской галактики 1 NGC 4395. I. Измерение массы черной дыры на основе реверберации». Астрофизический журнал . 632 (2): 799–808. arXiv : astro-ph/0506665 . Бибкод : 2005ApJ...632..799P . дои : 10.1086/444494 . S2CID   13886279 .
  11. ^ Jump up to: а б Чилингарян Игорь; и др. (2018). «Население настоящих черных дыр промежуточной массы, идентифицированных как активные ядра галактик низкой светимости» . Астрофизический журнал . 863 (1): 799–808. arXiv : 1805.01467 . Бибкод : 2018ApJ...863....1C . дои : 10.3847/1538-4357/aad184 . S2CID   119093965 .
  12. ^ Слоановский обзор цифрового неба https://www.sdss.org
  13. ^ Маккароне, Ти Джей; Кунду, А; Цепф, SE; Род, КЛ (2007). «Черная дыра в шаровом скоплении». Природа . 445 (7124): 183–185. arXiv : astro-ph/0701310 . Бибкод : 2007Natur.445..183M . дои : 10.1038/nature05434 . ПМИД   17203062 . S2CID   4323113 .
  14. ^ Патруно, А.; Портегиес Цварт, С.; Деви, Дж.; Хопман, К. (2006). «Сверхяркий источник рентгеновского излучения в M82: черная дыра промежуточной массы с гигантским компаньоном» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества: письма . 370 (1): L6–L9. arXiv : astro-ph/0506275 . Бибкод : 2006MNRAS.370L...6P . дои : 10.1111/j.1745-3933.2006.00176.x . S2CID   10694200 .
  15. ^ Баумгардт, Х.; и др. (2003). «Динамическая модель шарового скопления G1». Астрофизический журнал . 589 (1): Л25–Л28. arXiv : astro-ph/0301469 . Бибкод : 2003ApJ...589L..25B . дои : 10.1086/375802 . S2CID   119464795 .
  16. ^ Хопман, Кловис; Саймон Портегиес Цварт (2005). «Гравитационные волны от остатков сверхярких рентгеновских источников» . Пн. Нет. Р. Астрон. Соц. Летт . 363 (1): L56–L60. arXiv : astro-ph/0506181 . Бибкод : 2005MNRAS.363L..56H . дои : 10.1111/j.1745-3933.2005.00083.x . S2CID   6904146 .
  17. ^ «Измерение двойных черных дыр средней массы с помощью усовершенствованных детекторов гравитационных волн» . Группа гравитационных волн . Университет Бирмингема . Проверено 28 ноября 2015 г.
  18. ^ Лютцгендорф, Н.; и др. (2013). «Соотношение M • - σ для черных дыр промежуточной массы в шаровых скоплениях». Астрономия и астрофизика . 555 (А26). arXiv : 1304.7156 . дои : 10.1051/0004-6361/201321183 .
  19. ^ Бальдассаре, Вивьен Ф.; Рейнс, Эми Э.; Галло, Елена; Грин, Дженни Э. (2015). «Черная дыра массой ~ 50 000 M ⊙ Солнца в ядре RGG 118». Астрофизический журнал . 809 (1): Л14. arXiv : 1506.07531 . Бибкод : 2015ApJ...809L..14B . дои : 10.1088/2041-8205/809/1/L14 . S2CID   84177579 .
  20. ^ «Черная дыра загадочной легкости» . www.spacetelescope.org . Проверено 9 января 2017 г.
  21. ^ S2 и Центральная черная дыра
  22. ^ Шедель, Р.; А. Эккарт; К. Изерлоэ; Р. Гензель; Т. Отт (2005). «Черная дыра в комплексе галактического центра IRS 13E?». Астрофизический журнал . 625 (2): Л111–Л114. arXiv : astro-ph/0504474 . Бибкод : 2005ApJ...625L.111S . дои : 10.1086/431307 . S2CID   10250848 .
  23. ^ Гуаландрис, А.; Мерритт, Д. (2009). «Возмущения черных дыр промежуточной массы на звездных орбитах в галактическом центре». Астрофиз. Дж . 705 (1): 361–371. arXiv : 0905.4514 . Бибкод : 2009ApJ...705..361G . дои : 10.1088/0004-637X/705/1/361 . S2CID   17649160 .
  24. ^ Умирающая звезда раскрывает больше доказательств существования нового типа черной дыры | Научный блог
  25. ^ Сория, Роберто; Хау, Джордж КТ; Грэм, Алистер В.; Конг, Альберт К.Х.; Куин, Н. Пол М.; Ли, И.-Хуэй; Лю, Цзи-Фэн; Ву, Кинва (2010), «Открытие оптического аналога сверхсветящегося источника рентгеновского излучения в ESO 243-49»
  26. ^ Низ, Эрик (9 июля 2012 г.). «Астрономы обнаружили самую первую черную дыру промежуточной массы» . Горелка Бунзена . Филлипс Кронкайт Медиа Групп. Архивировано из оригинала 13 июля 2012 года . Проверено 9 июля 2012 года .
  27. ^ Ока, Томохару; Мизуно, Рэйко; Миура, Кодай; Такекава, Шунья (28 декабря 2015 г.). «Признак черной дыры промежуточной массы в центральной молекулярной зоне нашей Галактики» . Астрофизический журнал . 816 (1): Л7. arXiv : 1512.04661 . Бибкод : 2016ApJ...816L...7O . дои : 10.3847/2041-8205/816/1/L7 . S2CID   119228384 .
  28. ^ «Признаки второй по величине черной дыры в Млечном Пути – возможное недостающее звено в эволюции черной дыры» . Наодж: Национальная астрономическая обсерватория Японии . Национальная астрономическая обсерватория Японии. 15 января 2016 г.
  29. ^ Ялиневич, Альмог; Бениамини, Паз (2018), «Сверхновые порождают высокоскоростные компактные облака», Astronomy & Astrophysicals , 612 : L9, arXiv : 1709.05738 , Bibcode : 2018A&A...612L...9Y , doi : 10.1051/0004-6361/201732389 , S2CID   119012130
  30. ^ Баллоне, Алессандро; Мапелли, Микела; Паскуато, Марио (11 ноября 2018 г.). «Взвешивание кандидата IMBH CO-0,40-0,22* в Галактическом Центре» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 480 (4): 4684–4692. arXiv : 1809.01664 . Бибкод : 2018MNRAS.480.4684B . дои : 10.1093/mnras/sty2139 . ISSN   0035-8711 . S2CID   119252027 .
  31. ^ Кызылтан, Бюлент; Баумгардт, Хольгер; Леб, Авраам (2017). «Черная дыра промежуточной массы в центре шарового скопления 47 Тукана». Природа . 542 (7640): 203–205. arXiv : 1702.02149 . Бибкод : 2017Natur.542..203K . дои : 10.1038/nature21361 . ПМИД   28179649 . S2CID   1289123 .
  32. ^ Фрейре, Пауло; Ридольфи, Алессандро; Крамер, Майкл (2017). «Длительные наблюдения пульсаров в 47 Туканае - II. Собственные движения, ускорения и рывки» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 471 (7640): 857–876. arXiv : 1706.04908 . Бибкод : 2017MNRAS.471..857F . дои : 10.1093/mnras/stx1533 . S2CID   119240682 .
  33. ^ Такекава, Шунья; Ока, Томохару; Ивата, Юхей; Цудзимото, Сихо; Номура, Марико (16 января 2019 г.). «Признак существования еще одной черной дыры промежуточной массы в галактическом центре» . Астрофизический журнал . 871 (1): Л1. arXiv : 1812.10733 . Бибкод : 2019ApJ...871L...1T . дои : 10.3847/2041-8213/aafb07 . ISSN   2041-8213 . S2CID   119418223 .
  34. ^ Jump up to: а б Витрал, Э.; и др. (2023). «Неуловимая темная центральная масса в шаровом скоплении М4» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 522 (4): 5740–5757. arXiv : 2305.12702 . Бибкод : 2023MNRAS.522.5740V . дои : 10.1093/mnras/stad1068 .
  35. ^ Jump up to: а б «Хаббл НАСА охотится за черной дырой среднего размера недалеко от дома» . НАСА . 23 мая 2023 г. Проверено 23 мая 2023 г.
  36. ^ «Научное сотрудничество LIGO – наука об исследованиях LSC» . www.ligo.org . Проверено 2 сентября 2020 г.
  37. ^ До свидания, Деннис (6 мая 2020 г.). «Глубоко в космическом лесу черная дыра могла бы понравиться Златовласке» . Нью-Йорк Таймс . Проверено 7 мая 2020 г.
  38. ^ Лин, Даченге; и др. (2020). «Многоволновое наблюдение за сверхсветящейся черной дырой средней массы 3XMM J215022.4-055108» . Астрофизический журнал . 892 (2): Л25. arXiv : 2002.04618 . Бибкод : 2020ApJ...892L..25L . дои : 10.3847/2041-8213/ab745b . S2CID   211082676 .
  39. ^ Старр, Мишель (19 ноября 2021 г.). «Астрономы, возможно, обнаружили редкую черную дыру, «недостающее звено» у нашего ближайшего соседа» . НаукаАлерт .
  40. ^ Хаберле, Максимилиам; и еще 17 (10 июля 2024 г.). «Быстро движущиеся звезды вокруг черной дыры промежуточной массы в Омеге Центавра» . Природа . 631 (8020): 285–288. arXiv : 2405.06015 . Бибкод : 2024Natur.631..285H . дои : 10.1038/s41586-024-07511-z . ПМЦ   11236702 . ПМИД   38987499 . {{cite journal}}: CS1 maint: числовые имена: список авторов ( ссылка )
  41. ^ Бин, Рэйчел; Магейхо, Жоао (2002). «Могут ли сверхмассивные черные дыры быть типичными первичными черными дырами?». Физический обзор D . 66 (6): 063505. arXiv : astro-ph/0204486 . Бибкод : 2002PhRvD..66f3505B . дои : 10.1103/PhysRevD.66.063505 . S2CID   36067101 .
  42. ^ Кавасаки, М.; Кусенко А.; Янагида, Т. (2012). «Первородные семена сверхмассивных черных дыр». Буквы по физике Б. 711 (1): 1–5. arXiv : 1202.3848 . Бибкод : 2012PhLB..711....1K . дои : 10.1016/j.physletb.2012.03.056 . S2CID   119229231 .
  43. ^ Клессе, С.; Гарсия-Беллидо, Дж. (2015). «Массивные первичные черные дыры от гибридной инфляции как темная материя и семена галактик». Физический обзор D . 92 (2): 023524. arXiv : 1501.07565 . Бибкод : 2015PhRvD..92b3524C . doi : 10.1103/PhysRevD.92.023524 . hdl : 10486/674729 . S2CID   118672317 .
  44. ^ Ди Карло, ООН (2019). «Слияние черных дыр в молодых звездных скоплениях» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества: письма . 487 (2): 2947–2960. arXiv : 1901.00863v1 . Бибкод : 2019MNRAS.487.2947D . дои : 10.1093/mnras/stz1453 . S2CID   119252415 .
[ редактировать ]
Retrieved from "https://en.wikipedia.org/w/index.php?title=Intermediate-mass_black_hole&oldid=1237305847"
Arc.Ask3.Ru: конец переведенного документа.
Arc.Ask3.Ru
Номер скриншота №: 42390c396d47ff03d0404059eb661d7b__1722213540
URL1:https://arc.ask3.ru/arc/aa/42/7b/42390c396d47ff03d0404059eb661d7b.html
Заголовок, (Title) документа по адресу, URL1:
Intermediate-mass black hole - Wikipedia
Данный printscreen веб страницы (снимок веб страницы, скриншот веб страницы), визуально-программная копия документа расположенного по адресу URL1 и сохраненная в файл, имеет: квалифицированную, усовершенствованную (подтверждены: метки времени, валидность сертификата), открепленную ЭЦП (приложена к данному файлу), что может быть использовано для подтверждения содержания и факта существования документа в этот момент времени. Права на данный скриншот принадлежат администрации Ask3.ru, использование в качестве доказательства только с письменного разрешения правообладателя скриншота. Администрация Ask3.ru не несет ответственности за информацию размещенную на данном скриншоте. Права на прочие зарегистрированные элементы любого права, изображенные на снимках принадлежат их владельцам. Качество перевода предоставляется как есть. Любые претензии, иски не могут быть предъявлены. Если вы не согласны с любым пунктом перечисленным выше, вы не можете использовать данный сайт и информация размещенную на нем (сайте/странице), немедленно покиньте данный сайт. В случае нарушения любого пункта перечисленного выше, штраф 55! (Пятьдесят пять факториал, Денежную единицу (имеющую самостоятельную стоимость) можете выбрать самостоятельно, выплаичвается товарами в течение 7 дней с момента нарушения.)