✖


Jump to content

В.В. Цефей

Координаты : Карта неба 21 час 56 м 39.14 с , +63° 37′ 32″
Страница полузащищена
(Перенаправлено с В.В. Цефея А )
Не путать с W Cephei или V Cephei .

В.В. Цефей

Расположение VV ​​Цефеи в созвездии Цефея.
Данные наблюдений
Эпоха J2000 Равноденствие J2000
Созвездие Цефей
Прямое восхождение 21 час 56 м 39.14385 с [1]
Склонение +63° 37′ 32.0174″ [1]
Apparent magnitude  (V) 4.91 [2] (4.80 - 5.36 [3] )
Характеристики
U-B Индекс цвета +0.43 [4]
B-V Индекс цвета +1.73 [4]
Тип переменной EA + SRc [3]
А
Эволюционный этап Красный сверхгигант
Спектральный тип М2 Биттер [2] (М1п 0) [5]
U-B Индекс цвета +2.07 [4]
B-V Индекс цвета +1.82 [4]
Б
Эволюционный этап Звезда главной последовательности B-типа
Спектральный тип B0-2 V [2]
U-B Индекс цвета −0.52 [4]
B-V Индекс цвета +0.36 [4]
Астрометрия
Собственное движение (μ) ДА: −1,066 [6]  мас / ​
Декабрь: −0,425 [6]  мас / ​
Параллакс (р) 1,0033 ± 0,1073 но [6]
Расстояние 3,319 +463
−323 – 4900 св. лет
( 1,018 +142
−99 [7]  – 1500 [8]  ПК )
Абсолютная магнитуда ( МВ ) −6.93 [9]
Орбита
Период (П) 7430,5 дней [10]
Большая полуось (а) 16.2 ± 3.7 [2] "
(24.8 [11] В)
Эксцентриситет (е) 0.346 ± 0.01 [10]
Наклон (я) 84 [8] °
Полуамплитуда (К 1 )
(начальный) 		19.43 ± 0.33 [10] км/с
Полуамплитуда (К 2 )
(вторичный) 		19.14 ± 0.68 [10] км/с
Подробности
А
Масса 18.2 [11] или 2,5 [12]  M ☉
Радиус 779 +77
−96 , [13] 1,050 [8]  R ☉
Яркость 116,000 [14]  L ☉
Поверхностная гравитация (log g ) –0.26 [14]  cgs
Температура 3,660 [15] (3,480 [16]  – 3,826 [2] ) К
Металличность [Fe/H] −0.06 [17]  ловкость
Возраст 25 ± 0.1 [18]  Мир
Б
Масса 18.6 [11] или 8 [12]  M ☉
Радиус 13 [10] или 25 [19]  R ☉
Металличность [Fe/H] −0.14 [20]  ловкость
Возраст 25 ± 0.1 [18]  Мир
Другие обозначения
VV Cep, HR 8383, HIP 108317, HD 208816, BD +62°2007, WDS J21567+6338, 2MASS J21563917+6337319, IRAS 21552+6323, AAVSO 2153+63, Gaia DR3 22165362467 03152256, Гайя DR2 2216536246703152256
Ссылки на базы данных
СИМБАД данные

VV Цефея , также известная как HD 208816 , — затменная двойная звездная система, расположенная в созвездии Цефея . Это одновременно звезда B[e] и звезда-оболочка .

VV Цефея — затменная двойная система с третьим по продолжительности известным периодом. Красный сверхгигант заполняет свою полость Роша , когда находится ближе всего к голубой звезде-компаньону, причем последняя оказывается на главной последовательности . Вещество перетекает от красного сверхгиганта к синему компаньону, по крайней мере, на части орбиты, а горячая звезда скрыта большим диском материала. Главный сверхгигант, известный как VV Цефей А, в настоящее время считается одной из крупнейших звезд в галактике, хотя его размер неизвестен. Оценки варьируются от 780 р ☉ до более 1000 р ☉ .

Вариативность

Кривая визуальной полосы блеска для одного из затмений VV Цефеи, адаптированная из Hopkins et al. (2015) [2]

Тот факт, что VV Cephei является затменно-двойной системой, был открыт американским астрономом Дином Маклафлином в 1936 году. VV Cephei испытывает как первичные, так и вторичные затмения в течение 20,3-летнего обращения по орбите. [21] Первичные затмения полностью затмевают горячую вторичную звезду и длятся почти 18 месяцев. Вторичные затмения настолько неглубоки, что их невозможно обнаружить фотометрически, поскольку вторичное затмение закрывает столь небольшую часть большой холодной первичной звезды. [8] Время и продолжительность затмений варьируются, хотя точное начало трудно измерить, поскольку оно происходит постепенно. Только ε Aurigae (период = 27,08 года) и AS Leonis Minoris (период = 69,1 года) имеют более длинные периоды. [22] [23]

VV Cephei также демонстрирует полурегулярные изменения в несколько десятых звездной величины. Визуальные и инфракрасные вариации кажутся не связанными с вариациями ультрафиолетовых волн. Сообщалось о периоде 58 дней в УФ, [24] в то время как доминирующий период для более длинных волн составляет 118,5 дней. [25] Считается, что коротковолновые вариации вызваны диском вокруг горячей вторичной звезды, тогда как пульсация первичной звезды красного сверхгиганта вызвала другие вариации. Было предсказано, что диск, окружающий вторичную обмотку, будет вызывать такую ​​переменность яркости. [26]

Спектр

Спектр VV Cep можно разделить на два основных компонента: холодный сверхгигант и маленькая горячая звезда, окруженная диском. Материал, окружающий горячую вторичную часть, создает эмиссионные линии, в том числе запрещенные линии [Fe II ] - явление B[e] , известное у других звезд, окруженных околозвездными дисками. Линии эмиссии водорода имеют двойной пик, обусловленный узкой центральной абсорбционной составляющей. Это вызвано тем, что диск виден почти на краю того места, где он перехватывает континуальное излучение звезды. Это характерно для звезд-оболочек . [21]

Запрещенные линии, в основном Fe II, но также Cu II и Ni II , в основном имеют постоянную лучевую скорость и во время затмений, поэтому считается, что они возникают в отдаленном околоземном материале. [27]

Спектр резко меняется во время первичных затмений, особенно на ультрафиолетовых волнах, наиболее сильно излучаемых горячим спутником и его диском. Типичный B-спектр с некоторым излучением заменяется спектром, в котором преобладают тысячи эмиссионных линий, поскольку части диска видны с блокированным континуумом звезды. Во время входа и выхода профили эмиссионных линий меняются: одна или другая сторона диска, близкого к звезде, становится видимой, а другая все еще затмевается. [8] Цвет системы в целом также меняется во время затмения: большая часть синего света от спутника блокируется. [2]

Во время затмений некоторые спектральные линии сильно и хаотично изменяются как по силе, так и по форме, а также по континууму. Быстрые случайные изменения в коротковолновом (т.е. горячем) континууме, по-видимому, возникают из-за диска вокруг компонента B. Линии поглощения оболочки демонстрируют переменные лучевые скорости, возможно, из-за изменений в аккреции с диска. Излучение Fe II и Mg II усиливается вокруг периастра или вторичных затмений, которые происходят примерно в одно и то же время, но эмиссионные линии также хаотично изменяются по всей орбите. [21]

оптическом спектре Hα В является единственной четкой эмиссионной особенностью. Его сила меняется случайным образом и быстро вне затмения, но во время первичных затмений она становится намного слабее и относительно постоянной. [28]

Расстояние

По оценкам различных методов, расстояние составляет около 1,5 кпк , что помещает его в ассоциацию Цефея OB2. Некоторые более старые исследования обнаружили большее расстояние и, следовательно, очень большую светимость и радиус, но теперь кажется, что расстояние, скорее всего, будет около 1,5 кпк . [8] хотя измерения параллакса как Hipparcos , так и Gaia Data Release 2 предполагают расстояние ниже 1 кпк . [1] [29] Бэйлер-Джонс и др. (2021) оценивают фотогеометрическое расстояние до VV Cephei примерно в 1,02 кпк. [7]

Характеристики

Относительные размеры различных сверхгигантов и звезд-гипергигантов, включая синий гипергигант Лебедь OB2-12 , желтый гипергигант V382 Киля , красный сверхгигант Бетельгейзе и красные гипергиганты VV Cephei A и VY Canis Majoris.

Должно быть возможно вычислить массы затменных двойных звезд с некоторой точностью, но в этом случае потеря массы, изменения параметров орбит, диск, закрывающий горячую вторичную звезду, и сомнения в расстоянии системы привели к сильно различающимся оценкам. . Традиционная модель, основанная на орбите, полученной спектроскопически, имеет массы обеих звезд около 20 M ☉ , что типично для яркого красного сверхгиганта и звезды ранней B главной последовательности. [10] Альтернативная модель была предложена на основе неожиданного времени затмения 1997 года. Если предположить, что это изменение вызвано массопереносом, изменяющим орбиту, потребуются значительно меньшие значения массы. В этой модели первичная звезда представляет собой звезду 2,5 M ☉ AGB , а вторичная — звезда 8 M ☉ B. Спектроскопические лучевые скорости, показывающие, что вторичная звезда имеет равную массу с главной, объясняются тем, что она принадлежит части диска, а не самой звезды. [12]

Исследование 2023 года по поиску звезд-кандидатов на Вильсона-Баппу определило радиус 946 R ☉ для VV Cephei A с использованием звездной светимости около 116 000 L ☉ и температуры 3463 K. эффект [14] Угловой диаметр был измерен на уровне 7,251 миллисекунды дуги в ходе исследования 2021 года (с использованием прецизионного оптического интерферометра ВМФ ), в результате которого был получен физический радиус 779 R ☉ с использованием расстояния 1000   пк . [13] Более старые измерения углового диаметра дали значение 6,38 миллисекунд дуги, что дает радиус 1050 R ☉ на расстоянии 1500   пк. [8] Анализ более ранних затмений дал значения радиуса от 1200 R ☉ до 1600 R ☉ и верхний предел 1900 R ☉ . [30] [10] По расчетам, доля Роша составляет около 1800 R ☉ , поэтому радиус не может быть больше этого. [21] Размер вторичной звезды еще более неопределенен, поскольку она физически и фотометрически скрыта гораздо большим диском в несколько сотен R ☉ в поперечнике. Вторичная часть определенно намного меньше первичной или диска, и ее значения были рассчитаны на от 13 R ☉ до 25 R ☉ . основе орбитального решения [10] [19] Из-за своей высокой светимости VV Цефей А считался красным гипергигантом . [5]

Температура звезд VV Цефеи снова неопределенна, отчасти потому, что просто не существует единой температуры, которую можно было бы приписать диффузной звезде существенно несферической формы, вращающейся вокруг горячего компаньона. Эффективная температура, обычно указываемая для звезд, — это температура сферического черного тела , которая приблизительно соответствует выходной мощности электромагнитного излучения настоящей звезды с учетом излучения и поглощения в спектре. VV Цефея А довольно четко идентифицируется как сверхгигант M2, и поэтому ей присвоена температура около 3800 К. Вторичная звезда сильно закрыта диском из материала главной, и ее спектр почти не обнаруживается на фоне излучения диска. . Обнаружение некоторых линий ультрафиолетового поглощения сужает спектральный класс до раннего B, и, по-видимому, это звезда главной последовательности, но, вероятно, аномальная в нескольких отношениях из-за переноса массы от сверхгиганта. [31]

У VV Cephei A есть несколько эмиссионных линий, но они образуются из аккреционного диска вокруг горячей вторичной звезды. [32]

См. также

Примечания

Ссылки

  1. ^ Jump up to: а б с Ван Леувен, Ф. (2007). «Подтверждение нового сокращения Hipparcos». Астрономия и астрофизика . 474 (2): 653–664. arXiv : 0708.1752 . Бибкод : 2007A&A...474..653В . дои : 10.1051/0004-6361:20078357 . S2CID   18759600 .
  2. ^ Jump up to: а б с д и ж г Хопкинс, Джеффри Л.; Беннетт, Филип Д.; Поллманн, Эрнст (2015). «Кампания VV Cephei Eclipse 2017/19». 34-й ежегодный симпозиум Общества астрономических наук по телескопической науке. Опубликовано Обществом астрономических наук . 34 : 83. Бибкод : 2015SASS...34...83H .
  3. ^ Jump up to: а б Самус, Нью-Йорк; Дурлевич О.В.; и др. (2009). «Онлайн-каталог данных VizieR: Общий каталог переменных звезд (Самус + 2007–2013)». Онлайн-каталог данных VizieR: B/GCVS. Первоначально опубликовано в: 2009yCat....102025S . 1 . Бибкод : 2009yCat....102025S .
  4. ^ Jump up to: а б с д и ж Грачик, Д.; Миколаевский, М.; Яновский, Дж. Л. (1999). «Внезапная смена периода В.В. Цефея». Информационный бюллетень о переменных звездах . 4679 : 1. Бибкод : 1999IBVS.4679....1G .
  5. ^ Jump up to: а б Кинан, Филип К. (1 мая 1942 г.). «Светимости переменных М-типа малого диапазона» . Астрофизический журнал . 95 : 461. Бибкод : 1942ApJ....95..461K . дои : 10.1086/144418 . ISSN   0004-637X .
  6. ^ Jump up to: а б с Браун, АГА ; и др. (сотрудничество Gaia) (2021). « Ранние данные Gaia , выпуск 3: Краткое изложение содержания и свойств исследования» . Астрономия и астрофизика . 649 : А1. arXiv : 2012.01533 . Бибкод : 2021A&A...649A...1G . дои : 10.1051/0004-6361/202039657 . S2CID   227254300 . (Ошибка: дои : 10.1051/0004-6361/202039657e ) . Запись Gaia EDR3 для этого источника на VizieR .
  7. ^ Jump up to: а б Бэйлер-Джонс, Калифорния; Рыбицкий, Дж.; Фуэно, М.; Демляйтнер, М.; Андре, Р. (01 марта 2021 г.). «Оценка расстояний по параллаксам. V: Геометрические и фотогеометрические расстояния до 1,47 миллиарда звезд в выпуске 3 ранних данных Gaia» . Астрономический журнал . 161 (3): 147. arXiv : 2012.05220 . Бибкод : 2021AJ....161..147B . дои : 10.3847/1538-3881/abd806 . ISSN   0004-6256 . Данные об этой звезде можно увидеть здесь .
  8. ^ Jump up to: а б с д и ж г Бауэр, штат Вашингтон; Галл, ТР; Беннетт, PD (2008). «Пространственное расширение в ультрафиолетовом спектре Вв Цефеи» . Астрономический журнал . 136 (3): 1312. Бибкод : 2008AJ....136.1312H . дои : 10.1088/0004-6256/136/3/1312 . S2CID   119404901 .
  9. ^ Гинесте, Н.; Каркиллат, Дж. М. (2002). «Спектральная классификация горячих компонентов большой выборки звезд со составными спектрами и значение для абсолютных величин холодных компонентов сверхгигантов» . Серия дополнений к астрофизическому журналу . 143 (2): 513. Бибкод : 2002ApJS..143..513G . дои : 10.1086/342942 .
  10. ^ Jump up to: а б с д и ж г час Райт, нокаут (1977). «Система В.В. Цефея получена на основе анализа линии H-альфа». Журнал Королевского астрономического общества Канады . 71 : 152. Бибкод : 1977JRASC..71..152W .
  11. ^ Jump up to: а б с Беннетт, PD; Браун, А.; Фосетт, С.М.; Ян, С.; Бауэр, WH (2004). «Фундаментальные параметры звезд средней и большой массы». В спектроскопическом и пространственном разрешении компонентов тесных двойных звезд . 318 : 222. Бибкод : 2004ASPC..318..222B .
  12. ^ Jump up to: а б с Лидъярв, Л.; Грачик, Д.; Миколаевский, М.; Кот, А. (1999). «Затмение В.В. Цефея 1997/1998 гг. было поздним». Астрономия и астрофизика . 349 : 511–514. Бибкод : 1999A&A...349..511L .
  13. ^ Jump up to: а б Бейнс, Эллин К.; Томас Армстронг, Дж.; Кларк, Джеймс Х.; Горни, Джим; Хаттер, Дональд Дж.; Йоргенсен, Андерс М.; Кайт, Кейси; Мозуркевич, Дэвид; Нисли, Ишара; Сэнборн, Джейсон; Шмитт, Энрике Р. (ноябрь 2021 г.). «Угловые диаметры и фундаментальные параметры сорока четырех звезд по данным прецизионного оптического интерферометра ВМФ» . Астрономический журнал . 162 (5): 198. arXiv : 2211.09030 . Бибкод : 2021AJ....162..198B . дои : 10.3847/1538-3881/ac2431 . ISSN   0004-6256 . S2CID   238998021 .
  14. ^ Jump up to: а б с Эйрес, Томас (01 мая 2023 г.). «В окопах солнечно-звездной связи. VII. Вильсон-Баппу 2022» . Серия дополнений к астрофизическому журналу . 266 (1): 6. Бибкод : 2023ApJS..266....6A . дои : 10.3847/1538-4365/acb535 . ISSN   0067-0049 . Запись в базе данных В.В. Цефея на VizieR .
  15. ^ Хили, Сара; Хориучи, Сюнсаку; Молла, Марта Коломер; Милисавлевич, Дэн; Ценг, Джефф; Бергин, Фейт; Вейл, Кэтрин; Танака, Масаоми (23 марта 2024 г.). «Красные сверхгиганты-кандидаты для мультимессенджерного мониторинга следующей галактической сверхновой» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 529 (4): 3630–3650. arXiv : 2307.08785 . Бибкод : 2024MNRAS.529.3630H . дои : 10.1093/mnras/stae738 . ISSN   0035-8711 .
  16. ^ Субиран, Кэролайн; Ле Кампион, Жан-Франсуа; Бруйе, Натали; Шемен, Лоран (01 июня 2016 г.). «Каталог PASTEL: версия 2016 года» . Астрономия и астрофизика . 591 : А118. arXiv : 1605.07384 . Бибкод : 2016A&A...591A.118S . дои : 10.1051/0004-6361/201628497 . ISSN   0004-6361 . Запись в базе данных В.В. Цефея на VizieR .
  17. ^ Карр, Джон С.; Селлгрен, К.; Балачандран, Сучитра К. (2000). «Первые измерения звездного количества в галактическом центре: M-сверхгигант IRS 7». Астрофизический журнал . 530 (1): 307–322. arXiv : astro-ph/9909037 . Бибкод : 2000ApJ...530..307C . дои : 10.1086/308340 . S2CID   12036617 .
  18. ^ Jump up to: а б Тецлафф, Н.; Нойхойзер, Р.; Холе, ММ (2011). «Каталог молодых беглых звезд Hipparcos в пределах 3 кпк от Солнца». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 410 (1): 190–200. arXiv : 1007.4883 . Бибкод : 2011MNRAS.410..190T . дои : 10.1111/j.1365-2966.2010.17434.x . S2CID   118629873 . Запись в базе данных В.В. Цефея на VizieR .
  19. ^ Jump up to: а б Хак, М.; Энгин, С.; Йылмаз, Н.; Седмак, Г.; Рускони, Л.; Бём, К. (1992). «Спектроскопическое исследование атмосферной затменной двойной системы В.В. Цефей». Серия дополнений по астрономии и астрофизике . 95 : 589. Бибкод : 1992A&AS...95..589H .
  20. ^ Рамирес, Соланж В.; Селлгрен, К.; Карр, Джон С.; Балачандран, Сучитра К.; Блюм, Роберт; Терндруп, Дональд М.; Стид, Адам (2000). «Изобилие звездного железа в галактическом центре». Астрофизический журнал . 537 (1): 205–220. arXiv : astro-ph/0002062 . Бибкод : 2000ApJ...537..205R . дои : 10.1086/309022 . S2CID   14713550 .
  21. ^ Jump up to: а б с д Бауэр, Венди Хаген; Беннетт, Филип Д. (2000). «Ультрафиолетовый спектр В.В. Цефея вне затмения» . Публикации Тихоокеанского астрономического общества . 112 (767): 31. Бибкод : 2000PASP..112...31B . дои : 10.1086/316479 .
  22. ^ "Эпс Аур" . Международный переменный звездный индекс . ААВСО . Проверено 6 декабря 2021 г.
  23. ^ Родригес, Джозеф Э.; Стассун, Кейван Г.; Лунд, Майкл Б.; Сиверд, Роберт Дж.; Пеппер, Джошуа; Тан, Сумин; Кафка, Стелла; Гауди, Б. Скотт; Конрой, Кайл Э.; Битти, Томас Г.; Стивенс, Дэниел Дж.; Шаппи, Бенджамин Дж. (май 2016 г.). «Чрезвычайный аналог ε Возничего: М-гигант, затмеваемый каждые 69 лет большим непрозрачным диском, окружающим небольшой горячий источник» . Астрономический журнал . 151 (5): 123. arXiv : 1601.00135 . Бибкод : 2016AJ....151..123R . дои : 10.3847/0004-6256/151/5/123 . S2CID   24349954 .
  24. ^ Балдинелли, Л.; Гедини, С.; Марми, С. (1979). «Полурегулярное 58-дневное изменение VV ​​Cep». Информационный бюллетень о переменных звездах . 1675 : 1. Бибкод : 1979IBVS.1675....1B .
  25. ^ МакКук, врач общей практики; Гинан, EF (1978). «118-дневные оптические вариации VV Cep». Информационный бюллетень о переменных звездах . 1385 : 1. Бибкод : 1978IBVS.1385....1M .
  26. ^ Хатчингс, Дж.Б.; Райт, нокаут (1971). "Вращательно-вытянутые звездные оболочки - III. Be-компонент VV Цефеи" . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 155 (2): 203. Бибкод : 1971MNRAS.155..203H . дои : 10.1093/mnras/155.2.203 .
  27. ^ Кавабата, Сюсаку; Сайто, Мамору (1997). «Расширяющаяся атмосфера сверхгиганта М-типа в ВВ Цефеи» . Публикации Астрономического общества Японии . 49 : 101–107. Бибкод : 1997PASJ...49..101K . дои : 10.1093/pasj/49.1.101 .
  28. ^ Поллманн, Э.; Беннетт, PD; Хопкинс, Дж. Л. (2016). «Долговременная двоичная система В.В. Цеп». Информационный бюллетень о переменных звездах . 6156 : 1. Бибкод : 2016IBVS.6156....1P .
  29. ^ Браун, АГА ; и др. (сотрудничество Gaia) (август 2018 г.). « Выпуск данных Gaia 2: Краткое описание содержания и свойств опроса» . Астрономия и астрофизика . 616 . А1. arXiv : 1804.09365 . Бибкод : 2018A&A...616A...1G . дои : 10.1051/0004-6361/201833051 . Запись Gaia DR2 для этого источника на VizieR .
  30. ^ Таблица 4 в Левеск, Эмили М.; Мэсси, Филип; Олсен, КАГ; Плез, Бертран; Жослен, Эрик; Медер, Андре; Мейне, Жорж (2005). «Эффективная температурная шкала галактических красных сверхгигантов: круто, но не так круто, как мы думали». Астрофизический журнал . 628 (2): 973–985. arXiv : astro-ph/0504337 . Бибкод : 2005ApJ...628..973L . дои : 10.1086/430901 . S2CID   15109583 .
  31. ^ Бауэр, штат Вашингтон; Стенсель, Р.Э.; Нефф, Д.Х. (1991). «Двенадцать лет IUE-спектров взаимодействующей двойной системы ВВ Цефей». Серия дополнений по астрономии и астрофизике . 90 : 175. Бибкод : 1991A&AS...90..175B .
  32. ^ Хабетс, GMHJ; Хайнц, JRW (1981). «Эмпирические болометрические поправки для главной последовательности». Серия дополнений по астрономии и астрофизике . 46 : 193–237. Бибкод : 1981A&AS...46..193H .
Викискладе есть медиафайлы по теме В. В. Цефея. :


Retrieved from "https://en.wikipedia.org/w/index.php?title=VV_Cephei&oldid=1231553001"
Arc.Ask3.Ru: конец переведенного документа.
Arc.Ask3.Ru
Номер скриншота №: 697adfc335780b41d03899d1e18a476c__1719604740
URL1:https://arc.ask3.ru/arc/aa/69/6c/697adfc335780b41d03899d1e18a476c.html
Заголовок, (Title) документа по адресу, URL1:
VV Cephei - 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.)