Содержание

Гранулема —

Гранулема — это воспалительный процесс, во время которого происходит видоизменение тканей, образуются так называемые узелки. В стоматологии гранулема зуба образуется в области корня, чаще всего у его верхушки. Это воспаление тканей периодонта, которое представляет собой мягкотканевое образование. Размер таких тканей может достигать 10-15 миллиметров. Но рост гранулемы не останавливается. Она постепенно становится больше, разрушая здоровую ткань, поражая все больший участок костной ткани.

При этом пациент может ничего не чувствовать. А боль появится уже на запущенной стадии. Из-за этого случаи осложнений, связанных с заболеваниями, встречаются очень часто. Правда, бывают случаи совершенно случайной диагностики, например, при рентгене, когда лечится один зуб, а обнаруживают еще и образование.

Такое заболевание не появляется за день или два, это весьма длительный процесс. Начинается он с того, что бактерии разрушают эмаль, через кариозные полости постепенно проникают все глубже и глубже, пока не поражают пульпу. Запускается воспалительный процесс и постепенно происходит гибель пульпы. Обратиться к доктору следует не просто на этом этапе, а еще гораздо раньше, когда только кариес начинался.

Как было сказано ранее, чаще всего гранулема зуба нас не беспокоит, но при стрессах или заболеваниях наступает острый период, когда начинают проявляться симптомы. О наличии гранулемы можно предположить, если:

— появилась боль в десне, она стала отечной, стала видна припухлость

— начала беспокоить острая боль в зубе

— вы стали замечать воспалительные процессы во рту

— десна стала неестественно красной

— внезапно поднялась температура

— выскочил флюс

— вы стали замечать изменение цвета эмали

На ранней стадии обнаружения лечение будет заключаться в приеме антибактериальных препаратов, которое имеют воздействие на инфекционный очаг. Если все сделать правильно и вовремя, удастся остановить развитие заболевания и сохранить зуб полностью. Когда одними антибиотиками не обойтись, хирург, если посчитает возможным, поставит дренаж, а если есть сопутствующие осложнения, десневые карманы, то придется делать боковой надрез на десне и удалять гранулему с иссечением верхушки корня.

В нашей клинике доктор имеет возможность вылечить зуб, имеющий гранулему, с помощью микроскопа – зрительный контакт с очагом воспаления даёт полный контроль над ситуацией. Врач до последнего будет стараться сохранить зуб и не прибегать к хирургическому вмешательству.

Если же хирургического вмешательства не избежать, проводится гемисекция или резекция верхушки корня зуба.

И та и другая операции предназначены для сохранения зуба. Гемисекция – это удаление пораженного корня с частью зуба. Остальная часть сохраняется и может дальше нести свою функциональную нагрузку. Этот метод применим только к многокорневым зубам, когда обычные терапевтические методы бессильны. Второй вариант больше подходит зубам с одним корнем. И в тех случаях, когда гранулема переходит в кисту. Тогда через разрез в десне и отверстие в кости хирург получает доступ к очагу инфекции.

В наиболее сложных ситуациях, приходится удалять зуб полностью, хотя врачи делают все возможное, чтобы этого избежать.

Как показывает практика, гранулема зуба не является чем-то страшным и из ряда вон выходящим. Стоматологи располагают необходимыми методиками для успешной борьбы с ней. Не последнюю роль в этой борьбе играет сам пациент. Только от него зависит, насколько быстро начнется лечение. Срочный визит требуется при появлении любых подозрительных симптомов, так как в случае с гранулемой важно не только вовремя остановить патологический воспалительный процесс, но и максимально сохранить зуб, что достигается только на первых стадиях развития болезни.

Обязан ли стоматолог переделать некачественную работу?

Здравствуйте! Подскажите пожалуйста может ли заказчик оплатить часть выполненных работ по КС-2 КС-3. Выписаны пункты из контракта по оплате и приёмке. Спасибо! 4. Порядок и сроки оплаты работ 4.1. Оплата производится в безналичной форме путем перечисления денежных средств на расчетный счет подрядчика в течение 15 (пятнадцати) рабочих дней с даты подписания Заказчиком акта о приемке выполненных работ либо акта устранения недостатков (дефектов, недоделок), выявленных в процессе приемки выполненных работ (форма КС-2) на основании счета/счета-фактуры, акта о приемке выполненных работ, справки о стоимости выполненных работ и затрат (формы КС-2, КС-3). Авансирование не предусмотрено. 4.2. Оплата по контракту осуществляется в безналичной форме в рублях. 4.3. Обязательства Заказчика по оплате выполненных работ считаются исполненными с момента списания денежных средств с расчетного счета Заказчика, указанного в разделе 13 настоящего Контракта, в размере, составляющем цену Контракта. 4.4. Оплата по Контракту осуществляется за счет средств областного бюджета. 6. Порядок и сроки приемки выполненной работы 6.1. Объем фактически выполненных работ фиксируется Подрядчиком ежедневно в журнале производства выполненных работ. 6.2. Сдача-приемка выполненных работ и передача отчетной документации осуществляются в сроки, предусмотренные в настоящим Контрактом. 6.3. Выполненные работы принимаются Заказчиком по акту о приемке выполненных работ (результата работ), в котором указываются все существенные условия сдачи-приемки работ (результата работ). 6.4. В течение 10 дней с момента предоставления Подрядчиком отчетной документации Заказчик проводит экспертизу результатов исполнения обязательств Подрядчиком по настоящему Контракту на предмет соответствия выполненных работ и представленной отчетной документации требованиям и условиям настоящего Контракта. Экспертиза результатов, предусмотренных Контрактом, может проводиться Заказчиком своими силами или к ее проведению могут привлекаться эксперты, экспертные организации на основании соответствующих контрактов. 6.5. По результатам экспертизы исполнения обязательств Подрядчиком по настоящему Контракту приемочная комиссия Заказчика составляет мотивированное заключение об исполнении или ненадлежащем исполнении обязательств Подрядчиком по настоящему Контракту. Мотивированное заключение о надлежащем исполнении обязательств вносится в акт о приемке выполненных работ. На основании заключения экспертизы Заказчик передает Подрядчику подписанный со своей стороны акт о приемке выполненных работ или мотивированный отказ от его подписания. 6.6. В течение 3 дней с момента получения подписанного Заказчиком акта о приемке выполненных работ, при наличии предоставленного Поставщиком обеспечения гарантийных обязательств, Подрядчик обязан подписать со своей стороны акт о приемке выполненных работ и возвратить экземпляр акта Заказчику. В случае получения мотивированного отказа Заказчика от подписания акта о приемке выполненных работ Подрядчик обязан рассмотреть мотивированный отказ и устранить замечания в срок, указанный Заказчиком в мотивированном отказе, а если срок не указан, то в течение 3 дней с момента его получения. 6.7. Если Заказчиком будут обнаружены некачественно выполненные работы, то Подрядчик своими силами и без увеличения стоимости обязан в установленный Заказчиком срок устранить выявленные недостатки. Некачественно выполненные и непринятые Заказчиком работы оплате не подлежат.

Показать полностью

, вопрос №3026906, Рома Кычин, с/п. Архангельское

Флюс

К сожалению, такое серьезное стоматологическое заболевание, как зубной флюс, встречается достаточно часто. В подавляющем большинстве случаев он требует хирургического вмешательства, что пугает пациентов, и обращение к врачу происходит достаточно поздно.

От чего появляется флюс и его виды

Для начала следует знать, что такое флюс зуба. Это гнойное образование – колония патогенных бактерий, которая в виде гранулемы располагается на корне зуба.

Флюс на щеке появляется не сразу. В случае если зуб, поврежденный кариесом, не лечится, бактерии проникают в зубной корень. Пока человек здоров, они находятся в статическом состоянии, но переохлаждение, вирусные инфекции, обострения хронических болезней дает им возможность активизироваться. Вот тогда и возникает флюс, который проявляется как опухоль. Бывает, что возникший флюс исчезает и без боли. Но чаще, симптомы флюса – вздулась десна, зубная боль, повышенная температура.

Существует два вида флюса – острый и хронический. Если вскочил флюс неожиданно, боль сильная, пульсирующая, повысилась температура, болит голова, опухоль большая – это его острый вид. Если, кажется, что флюс прошел, боль утихает, но опухоль остается и даже увеличивается, разговаривать больно, а потом все исчезает без вмешательства врачей – это хронический.

Может возникнуть флюс после удаления зуба, как реакция организма на вмешательство в структуру челюстной кости.

Как лечить?

Если образовался флюс, что делать может решить только стоматолог. Важно выяснить причину заболевания и провести правильное лечение флюса. Квалифицированное снятие флюса возможно лишь после проведения профессионального осмотра и рентгеновского обследования. Невозможно проколоть флюс дома и считать, что болезнь вылечена. Ничего, кроме вреда, это не принесет.

Не стоит думать, что для молочных зубов это заболевание менее опасно, флюс может повредить постоянный зубик, который находится под молочным. Когда появился флюс у ребенка, следует сразу обратиться в клинику. Не вылеченный флюс, возникший на десне, может стать причиной более серьезного заболевания. После профессионального удаления молочного зуба флюс проходит достаточно быстро.

Если для удаления флюса проводили операцию, вырвали зуб, обязательно по рекомендации стоматолога нужно полоскать ротовую полость, чтобы исключить осложнения. Кроме того, иногда стоматологи рекомендуют принимать антибиотики, чтобы избежать возникновения воспалительного процесса.

Проверка процесса погружения флюса PoP: Цветной флюс | Кристофер Нэш | Блоги Indium Corporation

Недавно я получил несколько вопросов о цветных или окрашенных флюсах PoP. Indium Corporation в настоящее время производит следующие флюсы или доступны для отбора проб на бета-сайте:

Мы получили отзывы от наших клиентов о том, что разные наборы оборудования для захвата и размещения имеют разные возможности для осмотра неровностей после процесса погружения.До недавнего времени все наши потоки PoP были типичного янтарного цвета потока, и это, казалось, работало нормально. Тем не менее, стремясь свести к минимуму дефекты, многие клиенты, использующие процесс PoP или погружение, заявили о необходимости проверять наличие флюса на выступах после погружения BGA в резервуар для флюса. Другим клиентам не нужно проводить 100% проверку каждого компонента на наличие флюса после процесса погружения, но они просят нас предложить цветной флюс, чтобы они могли визуально проверять BGA на этапе настройки процесса, чтобы убедиться, что их процесс настроен правильно.Они также используют цветной флюс для визуальной проверки настройки процесса через определенные промежутки времени.

Перемотка вперед к сегодняшнему дню; вы можете в значительной степени увидеть наш новый розовый поток из космоса. Это упрощает визуальную проверку — подтверждение наличия флюса при настройке процесса или выполнении визуальной проверки процесса. Другое преимущество заключается в том, что розовый краситель не воспринимается системой технического зрения — подобно тому, как маркировка маркера на печатной странице не отображается, когда вы делаете копию на копировальной машине.

Наши новые флюсы темного цвета также позволяют легко проводить визуальный контроль на этапе настройки процесса или при визуальном осмотре. Однако при наличии на рынке многих темно-синих или черных флюсов, таких как 89LV-B, темный цвет может сбивать с толку систему технического зрения (система технического зрения не может различить цвет флюса и корпус компонента — оба они одинаково цветной, черный или темный). Это приводит к тому, что система захвата и размещения отклоняет компонент, потому что она проверяет наличие шариков/выпуклостей и не может их увидеть (ложные отклонения).

Мы обнаружили, что существуют наборы оборудования для захвата и размещения, которые могут настраивать шкалу серого в системе обзора, чтобы она могла различать и видеть мяч и поток уникальным образом. Другими словами, если используется флюс черного цвета и шарики погружаются в черный флюс, оборудование пройдет и поместит компонент — если шкала серого находится в пределах определенного цветового диапазона/контрастности. Если слишком темно, компонент будет отклонен из-за отсутствия шариков/выпуклостей; если он слишком легкий, компонент будет отклонен из-за отсутствия потока.У меня такое чувство, что это довольно сложная настройка процесса, и требуется некоторое время, чтобы убедиться, что проверка шкалы серого настроена должным образом.

Другие комплекты оборудования для захвата и размещения не могут расшифровать разницу в шкале серого с помощью своих систем технического зрения, а поток черного цвета вреден для процесса (все компоненты будут отбракованы из-за отсутствия шариков/выпуклостей). Единственный способ избежать этих ложных отбраковок при использовании флюса темного цвета — это если система технического зрения выравнивает компонент по четырем углам или четырем сторонам вместо использования выпуклостей для выравнивания.Этот метод выравнивания обычно менее точен и может вызвать проблемы с перекосом детали или смещение в процессе размещения. Отсюда и потребность в флюсе розового цвета. Наш 89LV-P по-прежнему помогает при визуальном осмотре, но не вызывает ложных отбраковок на оборудовании, которое не способно расшифровывать различия в шкале серого.

Следите за новостями в ближайшем будущем.

Крис

PoP Flux против PoP Paste | Кристофер Нэш | Блоги Indium Corporation

За прошедшие годы я получил ряд запросов относительно производственных процессов «упаковка на упаковке» (PoP).Один из наиболее частых вопросов, которые мне задают, заключается в том, что использовать: флюс PoP или паяльную пасту PoP.

Большинство людей используют поток PoP, потому что это гораздо более простой процесс настройки и обслуживания. Тем не менее, использование паяльной пасты PoP также имеет свои преимущества. При использовании компонентов с высоким уровнем коробления паяльная паста PoP позволит вам перекрыть зазор между верхним и нижним компонентами, пока происходит коробление. Flux может восполнить этот пробел; тем не менее, отсутствует порошковый сплав для создания заполнителя зазора из сплава, если выступ припоя на верхнем корпусе достигает точки солидуса до того, как компонент вернется к исходному уровню и соприкоснется с нижним корпусом.это приведет к дефекту «Снеговик», потому что нет сплава, который мог бы преодолеть разрыв. Дефект снеговика — это еще один дефект, вызванный короблением, аналогичный дефекту Head-in-Pillow (HiP) или Non-Wet-Open (NWO), но на нижней подложке нет напечатанной пасты.

Процесс погружения в паяльную пасту PoP требует гораздо больше времени и усилий для настройки и обслуживания. Например, при работе с пастой вы должны убедиться, что время выдержки погружения и глубина погружения идеально оптимизированы для компонента, который вы погружаете.Если на нижнюю часть компонента нанесено слишком много паяльной пасты PoP (выступы компонента), может возникнуть перемычка еще до того, как компонент будет помещен на нижнюю часть корпуса. Если присутствует слишком мало паяльной пасты PoP, может быть недостаточно флюса для создания надлежащего паяного соединения.

Процесс PoP Flux гораздо более щадящий и предоставляет более широкое окно процесса, если не вызывает беспокойства деформация компонента.

Я расскажу больше о настройке, оптимизации и обслуживании процесса погружения PoP в следующих статьях блога.

Соотношение спектральный индекс-поток для исследования причин крутого затухания γ-всплесков

Отбор образцов

Мы определяем сегмент SD 6,7,8,9 как часть кривой блеска, которая хорошо аппроксимируется степенной закон, F  ∝  t α с α  > 3. Для определения наличия СД анализируем кривую блеска интегрального потока в XRT (0.{-1}\). Мы выбрали самые яркие импульсы, чтобы иметь достаточно хорошее спектральное качество для выполнения спектрального анализа с временным разрешением. Пиковый поток вычисляется с учетом максимума F ( t i ), где F ( t i 90 3 8 9 t ) в каждый момент времени на кривой блеска. и . Среди этих гамма-всплесков мы выбрали наш первый образец по следующим критериям:

  1. (1)

    Кривая блеска XRT показывает, по крайней мере, один сегмент SD, который является чистым, т.е.е., без вторичных пиков или соответствующих колебаний.

  2. (2)

    Если мы назовем F 1 и F 2 потоки в начале и в конце SD соответственно, мы потребуем, чтобы \(\frac{{F}_{1}}{ {F}_{2}}\;> \;10\). Это требование необходимо для того, чтобы иметь достаточное количество временных бинов внутри сегмента SD и, следовательно, хорошо дискретизированную спектральную эволюцию.

  3. (3)

    Начало фазы SD соответствует пику на кривой блеска XRT, так что у нас есть надежный ориентир для начального времени. Подчеркнем, что идентификация времени начала СД в XRT ограничена наблюдательным окном прибора. Это означает, что, если кривая блеска XRT начинается непосредственно с фазы SD, без каких-либо признаков пика, начальное время отсчета, возможно, находится раньше, и его значение не может быть получено напрямую.

  4. (4)

    Пик XRT перед SD имеет аналог в BAT, пик которого является самым ярким с момента запуска.{{\rm{stop}}}\), где первое указывает на начало пика который генерирует SD, а секунда — это время окончания T 90 42 по отношению к времени запуска.{{\rm{stop}}}\;> \;{t}_{{\rm{p}}}\), чтобы иметь перекрытие между последними импульсами подсказок (контролируемыми BAT) и пиком XRT, который предшествует фазе СД. А именно, такое требование обеспечивает переход значительной части энергии, выделяемой вспышкой, в импульс, генерирующий рентгеновский хвост.

Возможно, что на кривой блеска XRT присутствует более одного пика, каждый с последующим стандартным отклонением. В этом случае мы рассматриваем только SD после самого яркого пика.Если два пика имеют одинаковый поток, мы рассматриваем SD с большим значением \(\frac{{F}_{1}}{{F}_{2}}\).

Затем мы определяем вторую выборку гамма-всплесков, которые удовлетворяют первым двум пунктам, перечисленным выше, но имеют стандартное отклонение в начале кривой блеска XRT, а именно отсутствие начального пика, предшествующего стандартному отклонению. Кроме того, мы требуем, чтобы импульс BAT предшествовал SD XRT и был самым ярким с момента запуска. Импульс BAT позволяет ограничить время запуска SD.

Критерии отбора ограничивают размер нашей выборки, но они необходимы для проведения целенаправленного анализа рентгеновских хвостов и получения надежных выводов об их происхождении.

Спектральный анализ с временным разрешением

Для каждого гамма-всплеска мы разделили кривую блеска XRT на несколько временных интервалов в соответствии со следующими критериями:

  1. (1)

    Каждый бин содержит данные только в режиме оконной синхронизации (WT) или в режиме подсчета фотонов (PC), поскольку смешанные данные WT + PC нельзя анализировать как единый спектр.

  2. (2)

    Каждый бин содержит общее количество отсчетов N бин в E = (0.{{t}_{f}}N({t}_{n})\;> \;{N}_{0}$$

    (1)

    Где N ( T N ) являются подсчетом, связанными с каждой точкой кривой света, а T I и T F определяют начало и время окончания бункера. Затем процесс повторяется для следующих интервалов до тех пор, пока t f не сравняется со временем окончания XRT.{{\rm{PC}}}\) составляет около 500–1000. Используя эти значения, мы убедились, что относительные ошибки фотонного индекса и нормировки, полученные в результате спектрального анализа, не превышают ~30%.

  3. (3)

    Для каждой пары ( N i , N j ) точек внутри бина должно выполняться следующее соотношение:

    $$\frac{| {N}_{i}-{N}_{j}| }{\sqrt{{\sigma}_{i}^{2}+{\sigma}_{j}^{2}}}\;<\;5$$

    (2)

    , где σ i и σ j — связанные ошибки.{* }\,> \,{T}_{0}\), это означает, что они не могут быть удовлетворены одновременно.В данном случае отдаем приоритет условию 3 при условии, что N бин ненамного меньше, чем N 0 .

    Из-за итеративного процесса, определяющего продолжительность бинов, возможно, что последние точки в режимах WT и PC сгруппированы в один бин со слишком маленьким N бином , что дает слишком зашумленный спектр. Поэтому они исключаются из спектрального анализа.

    Спектральное моделирование

    Спектр каждого бина получается с помощью автоматического онлайн-инструмента, предоставляемого Swift для спектрального анализа (см. «Доступность данных»).Каждый спектр анализируется с использованием XSPEC 43 версии 12.10.1 и интерфейса Python PyXspec. Мы отбрасываем все фотоны с энергией E  < 0,5 кэВ и E  > 10 кэВ. Спектры моделируются степенным законом поглощения, а для поглощения принята модель Тюбингена–Боулдера 44 . Если известно красное смещение гамма-всплеска, мы используем два разных поглотителя, один Галактический 45 и один относительно галактики-хозяина (синтаксис XSPEC: tbabs*ztbabs*po). Плотность столбца N H второго поглотителя оценивается посредством спектрального анализа, как поясняется ниже.С другой стороны, если красное смещение гамма-всплеска неизвестно, мы моделируем абсорбцию как одиночный компонент, расположенный на красном смещении z  = 0 (синтаксис XSPEC — tbabs*po), а также в этом случае значение N H получен в результате спектрального анализа.

    Для оценки хозяина N H мы рассматриваем только позднюю часть кривой блеска XRT, следующую за фазой SD. На более позднем времени по отношению к триггеру мы не ожидаем сильной спектральной эволюции, что подтверждается несколькими работами в литературе 46,47 .{{\rm{поздно}}}\), которое фиксируется во время подгонки. Вместо этого нормализация и фотонный индекс остаются свободными.

    Альтернативным методом получения N H является подгонка всех спектров одновременно с введением уникального значения N H , которое остается свободным. С другой стороны, поскольку N H и фотонный индекс коррелируют, внутренняя спектральная эволюция может привести к неправильной оценке N H .По той же причине мы не подгоняем спектры, принимая свободный N H , поскольку мы получили бы эволюцию фотонного индекса, сильно затронутую вырождением с N H .

    В связи с этим мы проверили, как наши результаты о спектральной эволюции зависят от выбора N H . В среднем мы обнаружили, что соответствие спектров SD остается хорошим (stat/dof ≲1) при вариации N H около 50%.Как следствие, фотонный индекс, полученный с помощью подгонки, изменится не более чем на 30%. Поэтому планки погрешностей, показанные на всех графиках α  -  F , возможно, занижены, но даже учет систематической ошибки, которая соответствует ~ 30% самого значения, не подорвет достоверности результатов.

    Экстраполяция \({F}_{\max}\)

    Здесь мы объясняем, как мы экстраполировали \({F}_{\max }\) для гамма-всплесков второй выборки, для которых кривая блеска XRT начинается непосредственно с SD.{{\rm{BAT}}}\) равно 5 с.

    HLE от импульса бесконечно малой длительности

    Предположим, что импульс излучения бесконечно малой длительности испускается на поверхности сферической оболочки, на радиусе R 0 от центра вспышки. Такое рассмотрение неявно предполагает, что частицы остывают в масштабах времени, намного меньших, чем динамические масштабы времени. Следовательно, во всем рентгеновском хвостовом излучении преобладают фотоны, вылетевшие одновременно с последней излучающей поверхности.{\prime}}(\nu /{\mathcal{D}}(\vartheta))\) сопутствующая форма спектра, \({\mathcal{D}}(\vartheta)\) доплеровский фактор и ϑ угол, измеренный от луча зрения, который считается совпадающим с осью симметрии струи. Время наблюдения t obs связано с углом ϑ следующей формулой:

    $${t}_{{\rm{obs}}}(\vartheta )={t}_{{ \rm{em}}}(1-\beta \cos \vartheta )$$

    (5)

    где t em время эмиссии.Уравнение (4) справедливо для ϑ  <  ϑ j , а для ϑ  >  ϑ j эмиссия падает до нуля. Отсюда следует, что для \({t}_{{\rm{obs}}}\,> \,{t}_{{\rm{em}}}(1-\beta \cos {\vartheta }_{ j})\) поток падает до нуля. В каждый момент времени t наб ( ϑ ) наблюдатель получает спектр, сдвинутый доплеровским коэффициентом \({\mathcal{D}}(\vartheta)\) по отношению к сопутствующему спектру.{\prime}\), а не от радиуса излучения R 0 и объемного лоренц-фактора Γ.

    Мы замечаем, что наблюдаемый фотонный индекс изменяется от 0,5–1,0 до 2,0–2,5, что согласуется с наклоном синхротронного спектра до и после пиковой частоты. {\ frac {1} {{\ alpha} _{s}-{\beta}_{s}}}{\nu}_{0}$$

    (7)

    В каждый момент прибытия мы вычисляем поток и фотонный индекс в диапазоне XRT, используя уравнение.{10\ {\rm{кэВ}}/ч}{F}_{\nu }({t}_{{\rm{набл}}})d\nu$$

    (8)

    , где ч — постоянная Планка, а фотонный индекс вычисляется как 16,24

    $$\alpha ({t}_{{\rm{obs}}})=1-\frac{{ \rm {log}} [{F} _ {\ nu = 10 {\ rm {кэВ}}/ч} ({t} _ {{\ rm {obs}}})/{F} _ {\ nu = 0,5 {\ rm {кэВ}}/ч} ({t} _ {{\ rm {набл.}}})]} {{\ rm {log}} (10 \ {\ rm {кэВ}}/0,5 \ { \rm{кэВ}})}$$

    (9)

    Этот метод оценки фотонного индекса действителен в пределах спектра, который всегда может быть аппроксимирован степенным законом, когда он проходит через полосу XRT, что имеет место для типичных спектров мгновенного излучения.{1+{\beta}_{s}}&\epsilon\,> \,{\alpha}_{s}-{\beta}_{s}\end{массив}\right.$$

    (10)

    где ϵ  =  ν / ν 0 . В этом случае пик энергетического спектра приходится на ν p  = (2 +  α с ) 0 0 9037 0 8 Результирующая спектральная эволюция очень похожа на случай SBPL, как видно на дополнительном рисунке.{2}Б$$

    (13)

    , где B — магнитное поле, а K 5/3 ( x ) — модифицированная функция Бесселя порядка 5/3. Полученная спектральная эволюция для значений ν M / ν C C M M / ν C = 10 сообщается в дополнение Рис. 11. Значение ν m / ν c  ~ 1 ожидается в режиме предельно быстрого охлаждения 37-38,39,900 мгновенных спектров гамма-всплесков 51,52,53,54,55,56 .{-1}\). Таким образом, в то время как начальное и конечное значения фотонного индекса определяются формой спектра, крутизна перехода от начального значения к конечному определяется HLE и не зависит от формы спектра. В заключение, ни одна из протестированных нами альтернативных форм спектра не может согласовать HLE с наблюдаемой спектральной эволюцией.

    Наконец, мы проверим, как изменится отношение α  −  F , если мы предположим структурированную струю с зависящим от угла сопутствующим спектром.В частности, мы рассматриваем энергию спектрального пика, которая практически постоянна внутри угла ϑ c (измеренного относительно луча зрения) и начинает уменьшаться вне его. Независимо от выбора конкретного закона угловой зависимости (например, гауссового или степенного), HLE может воспроизвести зависимость α  −  F только в том случае, если все анализируемые гамма-всплески имеют точно настроенное значение ϑ c  < 1 .С другой стороны, такое малое значение ϑ c подразумевало бы очень короткое стандартное отклонение, что противоречит наблюдениям.

    Адиабатическое охлаждение

    В этом разделе мы определяем влияние адиабатического охлаждения излучающих частиц 57 на кривую блеска и спектральную эволюцию рентгеновских хвостов. Мы предполагаем, что в излучении преобладает один вид частиц, который можно рассматривать как релятивистский газ при адиабатическом расширении. Мы предполагаем также, что взаимодействие с другими видами частиц отсутствует.{\prime} ={\rm{const}}$$

    (15)

    где 〈 γ 〉 – средний лоренц-фактор излучающих частиц в сопутствующей системе отсчета. Последнее уравнение справедливо в пределе, когда шкала времени адиабатического охлаждения меньше, чем время охлаждения других радиационных процессов, таких как синхротрон или обратный комптон. А именно, частицы при расширении системы излучают лишь незначительную часть своей внутренней энергии. {2} B $ $

    (16)

    , где B — магнитное поле (предполагаемое запутанным), измеренное сопутствующим наблюдателем.{-\лямбда}$$

    (17)

    , где λ  ≥ 0, при разумном предположении, что магнитное поле должно уменьшаться или, самое большее, оставаться постоянным во время расширения. Значение R 0 соответствует радиусу инжекции частиц, а именно, когда начинает преобладать адиабатическое охлаждение. Мы используем интегрирование по EATS для расчета эволюции потока, как это сделано для HLE из импульса конечной длительности (см. Дополнительное примечание 1), с той лишь разницей, что в этом случае излучение никогда не выключается.{\prime}\) эволюционирует во времени согласно уравнению (16).

    Оценка параметров с помощью MCMC

    Чтобы полностью изучить пространство параметров модели адиабатического охлаждения, мы выполнили MCMC, используя алгоритм emcee 58 . Настройка нашего анализа описана в следующих пунктах:

    1. (1)

      Модель содержит как бесплатные параметры E P , λ и τ AD = R /2 C γ 2 , которые являются пиковой энергией в начале SD, индекс затухания магнитного поля и адиабатическая шкала времени.Включение Γ в качестве свободного параметра возвращает плоское апостериорное распределение, указывая на то, что модель нечувствительна к нему. Поэтому мы провели анализ, зафиксировав Γ = 100,

      .
    2. (2)

      MCMC выполняется совместно для эволюции потока и фотонного индекса. Принятая вероятность равна

      $${\rm{log}}({\mathcal{L}})=-\frac{1}{2}\mathop{\sum}_{n}\left[\frac{ {\ left ({\ phi} _ {n} — \ bar {\ phi} ({t} _ {n}) \ right)} ^ {2}} {{s} _ {\ phi, n} ^ { 2}}+{\mathrm{ln}}\,\left(2\pi {s}_{\phi, n}^{2}\right)\right]-\frac{1}{2}\mathop {\ сумма} _ {п} \ влево [\ гидроразрыва {{\ влево ({\ альфа} _ {п} — \ бар {\ альфа} ({т} _ {п}) \ вправо)} ^ {2} }{{s} _ {\ alpha, n} ^ {2}} + {\ mathrm {ln}} \, \ left (2 \ pi {s} _ {\ alpha, n} ^ {2} \ right) \право]$$

      (19)

      где \(\phi =F/{F}_{\max }\), α — фотонный индекс, а с \(\bar{\phi}\), \(\bar{\alpha } \) указываем значение, предсказанное моделью в каждый момент времени t n .{2}+{f}_{\alpha}\cdot \bar{\alpha}({t}_{n})$$

      (20)

      , где Σ Φ и Σ α — это ошибки, а F Φ и F α α вводятся для учета возможной недооценки ошибок. С учетом F α 0 приводит к заднему распределению F α α α достигают около ~ 10 -7 , оценка параметра была проведена фиксация F α = 0.Вместо этого мы сохраняем f ϕ  ≠ 0, принимая во внимание, что ошибка в потоке, возникающая в результате подгонки усредненного по времени спектра, может не отражать истинную ошибку потока во временном интервале.

    3. (3)

      MCMC работает до тех пор, пока количество шагов не превысит 100-кратное время автокорреляции (его максимум), а усредненное время автокорреляции (более 100 шагов) не станет постоянным с точностью до 1%.Время приработки выбирается равным удвоенному времени автокорреляции. В качестве примера мы показываем на дополнительном рисунке 7 эволюцию времени автокорреляции в зависимости от шагов.

    Результирующая оценка параметров представлена ​​в таблице 1. Неопределенности представлены на основе 16-го, 50-го и 84-го процентилей выборок в маргинальных распределениях (уровень достоверности 1 σ ). Пример углового графика, полученного с помощью MCMC, показан на дополнительном рисунке.8. На дополнительных рис. 9 и 10 мы показываем для каждой вспышки наблюдаемую временную эволюцию фотонного индекса и нормализованного потока по сравнению с кривыми, полученными при 500 случайных выборках из набора апостериорных выборок MCMC.

    Мы выполнили аналогичный анализ MCMC, приняв модель HLE от мгновенного излучения. Однако алгоритм не может сходиться, демонстрируя, что модель не может успешно соответствовать наблюдениям. Единственный способ получить сходящиеся цепочки по этой модели — допустить экстремальные и нереалистичные значения f ϕ порядка 10 4 –10 8 .Единственным исключением является GRB 0

    , который может быть установлен только HLE. Это единственный случай, когда имеет смысл вычислять коэффициент Байеса между HLE и AC, который в результате равен ~200. Таким образом, мы доказываем, что модель адиабатического охлаждения предпочтительнее для всех анализируемых случаев.

    Сравнение моделей (адиабатическое охлаждение + HLE и только HLE) также выполнено с учетом различных спектральных форм: SBPL, Band и синхротрон. Спектральные параметры те же, что и ранее.Для синхротрона мы используем ν C C = ν M (корпус ν C ν M не улучшает доброту подходящего . Чтобы сравнить качество подгонки двух моделей, мы использовали информационный критерий Акаике (AIC), который определяется как \({\rm{AIC}}=2k-2{\mathrm{ln}}\,( {\mathcal{L}})\), где k по количеству параметров модели, а \({\mathcal{L}}\) — вероятность наилучшего соответствия, то есть \(2{\ mathrm {ln}} \, ({\ mathcal {L}}) = — {\ chi} ^ {2} \).В таблице 2 мы показываем значение Δ AIC  = AIC HLE  − AIC AC для каждой формы спектра. Во всех случаях адиабатическое охлаждение значительно предпочтительнее по отношению к HLE.

    Таблица 2. Сравнение статистики наилучшего соответствия между адиабатическим охлаждением (AC) и HLE с использованием SBPL, ленточной функции или синхротронного спектра с использованием информационного критерия Акаике (AIC).

    история потока гамма-всплесков на Землю от галактических шаровых скоплений | Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества

    Аннотация

    Ближайшие гамма-всплески (GRB), вероятно, представляли серьезную угрозу для жизни на Земле.Недавние наблюдения позволяют предположить, что важным источником таких всплесков являются компактные двойные слияния в шаровых скоплениях. Эта связь между шаровыми скоплениями и гамма-всплесками дает возможность найти временные интервалы в прошлом с более высокой вероятностью близкого взрыва, отслеживая орбиты шаровых скоплений в прошлом. Здесь мы показываем, что ожидаемый поток от таких всплесков не является ровным за последние 550 млн лет, а скорее имеет три широких пика: 70, 180 и 340 млн лет назад. Основным источником близких гамма-всплесков для всех трех временных интервалов является шаровое скопление 47 Tuc, что является следствием его большой массы и высокой частоты сближения со звездами, а также того факта, что оно является одним из шаровых скоплений, подходящих достаточно близко к Солнцу. .События массового вымирания действительно совпадают со всеми тремя временными интервалами, найденными в этом исследовании, хотя вполне вероятно случайное совпадение. Тем не менее, выделенные временные интервалы можно использовать в качестве ориентира для поиска конкретных сигнатур гамма-всплесков в геологической летописи в это время.

    1 Введение

    Шаровые скопления, плотно упакованные группы старых звезд, могут эффективно создавать тесные звездные двойные системы за счет динамического взаимодействия звезд, входящих в их состав.Примеры таких динамически сформированных двойных систем включают маломассивные рентгеновские двойные системы (например, Кларк, 1975; Кац, 1975), катаклизмические переменные (Пули и Хат, 2006) и миллисекундные пульсары (msPSR; Рэнсом, 2008; Абдо и др., 2010). Наиболее экстремальные двойные системы, обнаруженные в шаровых скоплениях, состоят из двух нейтронных звезд (Андерсон и др., 1990). Слияния таких двойных систем считаются центральным двигателем коротких гамма-всплесков (GRB; Grindlay, Portegies Zwart & McMillan, 2006; Dado, Dar & De Rújula, 2009; Lee, Ramirez-Ruiz & van de Ven, 2010), которые производят кратковременные интенсивные вспышки ионизирующего излучения.Считается, что в отличие от коротких вспышек длинные всплески возникают в результате гибели короткоживущих массивных звезд (см. обзор длинных и коротких вспышек в Gehrels, Ramirez-Ruiz & Fox 2009). Утверждалось, что частота коротких гамма-всплесков в локальной Вселенной определяется слиянием двойных нейтронных звезд, образующихся в шаровых скоплениях (Сальватерра и др., 2008; Гетта и Стелла, 2009). Связь между шаровыми скоплениями и короткими гамма-всплесками дополнительно подтверждается присутствием кандидата на остаток короткого гамма-всплеска в галактическом шаровом скоплении Терзан 5 (Домаинко, 2011a), наблюдаемого в гамма-излучении очень высокой энергии (Абрамовски и др.2011, 2013), рентген (Эгер, Доменко и Клэпсон, 2010; Эгер и Доменко, 2012) и радиодиапазон (Клэпсон и др., 2011). Дополнительные доказательства связи гамма-всплеска с шаровым скоплением исходят из пространственных смещений коротких гамма-всплесков от их родительских галактик (Бергер, 2010; Сальватерра и др., 2010; Черч и др., 2011) и распределения таких событий по красному смещению (Сальватерра и др., 2008; Гетта и Стелла, 2009 г.).

    Поскольку шаровые скопления следуют по четко определенным орбитам вокруг Галактики (Домаинко, 2011b), их взаимодействие с гамма-всплесками позволяет нам исследовать давний вопрос о прошлой истории потока гамма-излучения на Земле.[Аналогичный подход для взрыва сверхновых (SNe) в звездных скоплениях использовался в Свенсмарке (2012)]. Многочисленные исследования показали, что гамма-излучение от СН или гамма-всплесков в принципе могло оказать значительное влияние на атмосферу и биосферу Земли, потенциально даже способствуя массовым вымираниям (см. Thorsett 1995; Scalo & Wheeler 2002; Melott et al. 2004). ; Томас и др., 2005 г., о влиянии гамма-всплесков в целом, и Дар, Лаор и Шавив, 1998 г., Мелотт и Томас, 2011 г., о влиянии всплесков, вызванных слияниями).Однако для демонстрации того, что SN или гамма-всплески действительно могли сыграть какую-то роль, необходимо сначала определить, что источники могли подойти достаточно близко к Земле в какой-то момент. В некоторых предыдущих исследованиях была предпринята попытка установить связь между движением Солнца относительно плоскости Галактики и спиральными рукавами, исходя из предположения, что поток гамма-излучения, падающий на Землю, больше в этих областях повышенной скорости массивного звездообразования и/или повышенной звездная плотность (см. обзор Bailer-Jones 2009).Однако недавнее исследование показывает, что поток от этих источников, смодулированный вероятным движением Солнца за последние 550 млн лет, плохо коррелирует с изменением скорости вымирания на Земле (Feng & Bailer-Jones 2013).

    В самом деле, кажется, что астрономические явления сами по себе вряд ли могут быть доминирующей движущей силой биологической эволюции или причиной всех (или даже большинства) массовых вымираний. Тем не менее, если гамма-всплеск взорвется вблизи Земли, его последствия могут быть катастрофическими, а шаровые скопления предположительно являются значительным источником гамма-всплесков.

    Целью данной работы является реконструкция орбит шаровых скоплений относительно Солнца для расчета потока гамма-всплесков на Земле в зависимости от времени и, таким образом, выявления потенциальных скоплений-кандидатов. Данные для этой орбитальной реконструкции получены из каталогов положений, расстояний, собственного движения и лучевых скоростей шаровых скоплений Dinescu et al. (1997, 1999a, 2003) и Dinescu, Girard & van Altena (1999b), из которых мы получаем текущие галактические координаты и космические скорости.Путем выборки по (часто значительным) неопределенностям в реконструированных орбитах шаровых скоплений и Солнца мы делаем вывод об ожидаемом потоке гамма-всплесков как функции времени. Это позволяет выделить в истории Земли наиболее вероятные интервалы значительного увеличения потока гамма-излучения, которые могут (или не могут) быть связаны с периодами более высокой скорости поглощения света.

    В разделе 2.1 мы описываем метод реконструкции орбиты, а в разделе 2.2 мы объясняем, как мы получаем из этого распределение вероятности по прошлому разделению скопления и Солнца и ожидаемому потоку гамма-излучения на Земле.При этом учитываются разные скорости гамма-всплесков в скоплениях, полученные в разделе 2.3. Мы приводим наши результаты в Разделе 3, где мы также определяем некоторые прошлые события вымирания. В разделе 4 мы завершаем рассмотрение того, как продолжить эту работу.

    2 метода

    2.1 Реконструкция галактических орбит

    Мы прослеживаем орбиты Солнца и шаровых скоплений назад во времени, интегрируя уравнения движения через галактический потенциал.2}} \end{equation}

    (2), в котором характеристический масштаб длины равен b b = 0,35 кпк для балджа и b h = 24,0 кпк для гало, а массы балджа и гало равны М б = 1,40 × 10 10 М и М ч = 6,98 × 10 11 ⊙ М 6 соответственно. R — радиальная координата, перпендикулярная оси, а z — расстояние от плоскости Галактики.2}} \ end {уравнение}

    (3) со значениями м d = 7,91 × 10 10 m для дисковой массы и A D = 3,55 кр. и B D = 0,25 кпк для длины чешуи и высоты чешуи диска соответственно (согласно García-Sánchez et al., 2001). Интегрирование выполняется численно от настоящего времени до 550 млн лет назад (BP). Этот временной предел выбран потому, что он соответствует началу фанерозойского эона, времени, начиная с которого летопись окаменелостей становится более показательной для вариаций биоразнообразия.Шаровые скопления (и Солнце) считаются безмассовыми.

    Начальными условиями для интегрирования являются текущие координаты фазового пространства (три компоненты положения и три компоненты скорости) шаровых скоплений (и Солнца). Они, конечно, имеют значительные неопределенности, каждая из которых представлена ​​в виде гауссовой кривой с известным средним значением (измеренная координата) и стандартным отклонением (оценочная неопределенность). Они взяты из каталога Даны Казетти-Динеску для трехмерных пространственных скоростей шаровых скоплений (версия 2012 г.) 1 для шаровых скоплений и из данных Hipparcos Денена и Бинни (1998) для Солнца.Далее мы используем расстояние от Солнца до центра Галактики, полученное из астрометрических и спектроскопических наблюдений за звездами вблизи сверхмассивной черной дыры Галактики (Эйзенхауэр, Шёдель и Генцель, 2003), и вычисляем смещение Солнца от галактической плоскости. по фотометрическим наблюдениям классических цефеид, проведенным Majaess, Turner & Lane (2003). Вместо того, чтобы просто выполнять одно интегрирование для каждого объекта (скопления или Солнца), мы методом Монте-Карло выбираем его начальные условия из распределения неопределенности, чтобы построить большую выборку орбит.На рис. 1 показан пример таких примерных орбит для одного шарового скопления, 47 Tuc, путем построения графика расстояния от скопления до Солнца во времени. (Мы также делаем выборку по возможным орбитам Солнца.) Мы не принимаем во внимание (возможно, значительные) неопределенности в галактическом потенциале. В принципе, мы могли бы принять модель неопределенности для этих параметров и также маргинализировать их. Но мы решили опустить это в этом первом исследовании.

    Рисунок 1.

    Образцы орбиты 47 тук относительно Солнца, чтобы показать, как их расстояние меняется со временем.Дисперсия возникает из-за выборки неопределенности в текущих координатах фазового пространства как шарового скопления, так и Солнца и интегрирования каждого из них назад во времени через галактический потенциал.

    Рисунок 1.

    Образцы орбиты 47 Тук относительно Солнца, чтобы показать, как их расстояние меняется со временем. Дисперсия возникает из-за выборки неопределенности в текущих координатах фазового пространства как шарового скопления, так и Солнца и интегрирования каждого из них назад во времени через галактический потенциал.

    Наконец, мы должны отметить, что компактные двойные системы могут быть выброшены из своего родительского скопления до того, как они сольются и произведут гамма-всплеск (например, Финни и Сигурдссон, 1991; Иванова и др., 2008). Этот эффект размоет распределение компактных двойных файлов вокруг производящего скопления. Типичные скорости убегания для массивных шаровых скоплений составляют около 50 км с −1 , что сравнимо с нынешними неопределенностями скорости шаровых скоплений. Хотя с течением времени орбита выброшенной двойной системы могла значительно отклониться от ее родительского скопления, неопределенность ее орбиты сравнима с неопределенностью для ее родительского скопления, которую мы учитываем.Поэтому мы решили опустить вопрос о выброшенных предшественниках гамма-всплесков для этого первого исследования. Кроме того, более массивные скопления способны лучше сохранять свои бинарные файлы, и это скопления, которые предпочтительно производят гамма-всплески (см. Раздел 2.3).

    2.2 Распределение вероятностей по расстояниям шаровых скоплений и ожидаемый поток гамма-всплесков на Земле

    Для данного шарового скопления, c , мы преобразуем набор (тысячи) относительных орбит в двумерное распределение плотности во времени, t , и разделение, r , используя ядерную оценку плотности.Мы интерпретируем полученное распределение как распределение вероятностей расстояния между Солнцем и скоплением во времени, f c ( r , t ), которое нормализовано таким образом, что ( r , t ) d r = 1 для всех t и для каждого кластера. Это показано на рис. 2 для 47 Tuc, на котором плотность вероятности представлена ​​в виде шкалы серого. В любой момент времени, чем темнее полоса, тем более сконцентрирована вероятность в меньшем диапазоне расстояний.Ширина распределения в любое время определяется тем, как неопределенности в нынешних координатах как шарового скопления, так и Солнца распространяются назад во времени. Оценки плотности некоторых других шаровых скоплений показаны на рис. 3–7.

    Рисунок 2.

    Изменение плотности вероятности f c ( r , t ) расстояния r между 47 Tuc и Солнцем как функция времени

    9 t показан в виде шкалы серого.Эта шкала нормализована так, что интегрирование по r на каждые t равно единице.

    Рисунок 2.

    Изменение плотности вероятности f c ( r , t ) расстояния r между 47 t 5 t 909 9 Tuc и Солнцем во времени , показан в виде шкалы серого. Эта шкала нормализована так, что интегрирование по r на каждые t равно единице.

    Рис. 3.

    Как на рис. 2, но для NGC 1851.

    Рис. 3.

    Как на рис. 2, но для NGC 1851.

    Рис. 4.

    Как рис. 2, но для NGC 2808.

    Рис. 4.

    Как рис. 2, но для NGC 2808.

    Рис. 5.

    То же, что и рис. 2, но для Omega Cen.

    Рис. 5.

    То же, что и Рис. 2, но для Omega Cen.

    Рисунок 6.

    Рисунок 6.

    Рис. 7.

    Рис. 7.

    Поток гамма-всплеска на Солнце пропорционален 1/ r 2 . Умножив f c ( r , t ) на 1/ r 2 и предполагая, что гамма-всплески происходят в случайные моменты времени, 2 902D D, мы получаем распределение, пропорциональное ожидаемому распределению GRB. поток с расстояния r в момент времени t . Если мы проинтегрируем это (за время t ) по всем расстояниям, то получим величину |$\int _r \frac{1}{r^2} f_{\rm c}(r,t)\, \mathrm{d}r$|⁠, который пропорционален ожидаемому потоку гамма-всплесков от этого шарового объекта (в момент времени t ).2} f _ {\ rm c} (r, t) \, \ mathrm {d} r \end{equation}

    (4)пропорционально ожидаемому потоку гамма-всплесков на Солнце в момент времени t от любого шарового скопления. В принципе, мы интегрируем до r max  = ∞, но на практике мы можем урезать его до нескольких кпк. Действительно, если существует минимальный порог потока, ниже которого поток гамма-излучения слишком мал, чтобы оказывать какое-либо существенное влияние на биосферу или климат Земли, то усечение допустимо. Обратите внимание, что абсолютная шкала Ψ( t ) не откалибрована: имеют значение только относительные значения.

    2.3 Взвешивание отдельных шаровых скоплений

    Наблюдательно неизвестна частота появления гамма-всплесков в отдельных шаровых скоплениях. Динамическое формирование компактных двойных систем, предполагаемых прародителей таких событий, довольно сложное и включает как минимум два звездных столкновения (см. Иванова и др., 2008, 2010). Однако ожидается, что частота гамма-всплесков в каждом шаровом скоплении будет связана со свойствами скопления. Несколько авторов уже исследовали зависимость скорости образования компактных двойных систем от характеристик скоплений.Иванова и др. (2008) обнаружили, что образование тесных двойных двойных нейтронных звезд зависит от квадрата плотности скопления, и что количество оставшихся нейтронных звезд увеличивается по мере увеличения скорости убегания (и, следовательно, массы скопления). Гриндлей и соавт. (2006) использовали модель, в которой образование двойных двойных нейтронных звезд линейно зависит от плотности числа нейтронных звезд, дисперсии скоростей (и, следовательно, массы скопления) и количества потенциальных систем-прародителей (двойных систем, содержащих одну нейтронную звезду).Обе модели показывают, что массивные скопления с высокой концентрацией звезд сильно способствуют формированию перспективных систем-предшественниц гамма-всплесков. Здесь мы применяем подход, аналогичный этим предыдущим работам, и масштабируем ожидаемую частоту гамма-всплесков с величинами, известными для большой выборки шаровых скоплений.

    В частности, если предположить, что гамма-всплески вызваны столкновением нейтронных звезд, частота гамма-всплесков будет зависеть от количества нейтронных звезд в скоплении и частоты их столкновений. Мы предполагаем, что количество нейтронных звезд линейно зависит от массы шарового скопления, m c , а значит, линейно и от светимости скопления.2$| (Пули и Хат, 2006), где ρ 0 — центральная плотность звездного числа, а r core — радиус ядра шарового скопления. Значения этих параметров для нашей выборки скоплений мы получили от Harris (1996, 2010 edition). 3 Комбинируя эти два фактора, мы получаем величину w c  = m c Γ c , которая пропорциональна частоте гамма-всплесков в весовых коэффициентах и ​​используется в качестве коэффициента кластеризации. Раздел 2.2\, м_\mathrm{c}$|⁠. При таком подходе мы обнаружили, что типичные неопределенности для ведущих кластеров составляют несколько, за некоторыми заметными исключениями (см. Раздел 3). Для результатов в разделе 3 мы используем веса w c , как определено ранее в этом разделе.

    Рассчитав отдельные веса, w c , они затем нормализуются так, что сумма всех весов равна 1. Здесь мы использовали 141 кластер из Harris (издание 1996, 2010), где известны все необходимые параметры.{+5}$| Гпк -3 лет -1 (Коуард и др., 2012) и плотность галактик типа Млечный Путь 0,01 Мпк -3 (Коул и др., 2001). Эта частота получена для гамма-всплесков, направленных на Землю, и, таким образом, не зависит от степени коллимации событий. Если предположить, что в возникновении коротких гамма-всплесков в локальной Вселенной преобладают вспышки, запущенные в шаровых скоплениях (Сальватерра и др., 2008; Гетта и Стелла, 2009), то суммарная частота гамма-всплесков всех шаровых скоплений составляет 10 −6 год −1 .Эта оценка также согласуется с теоретически ожидаемой скоростью образования коротких гамма-всплесков в этих скоплениях (Ли и др., 2010).

    3 результатов

    На рис. 8 показан ожидаемый поток гамма-всплесков, Ψ( t ), для случая r max  = 5 кпк. Этот порог расстояния охватывает 95  процентов всех опасных гамма-всплесков, если логарифмически нормальное распределение светимости гамма-всплесков с log  E γ, iso = 50,81 ± 0,74 эрг (Ракусин и др., 2011) и критический флюенс на Земле для значительного предполагается воздействие на биосферу или климат 10 7 эрг см −2 (Melott & Thomas 2011).(Профиль Ψ( t ) имеет очень похожую форму для других значений r max , разница в том, что уровень «фона» выше для больших значений r max и ниже для меньших значений.) Мы видим значительный разброс. Есть три широких пика: 70, 180 и 340 млн лет. Это соответствует временам в истории Земли, когда — в рамках ограничений нашей орбитальной реконструкции и сделанных предположений — мы могли бы ожидать значительно более высокого уровня потока гамма-всплесков, чем в среднем за последние 550 млн лет.

    Рис. 8.

    Ожидаемый поток гамма-всплесков Ψ( t ) на Солнце как функция времени BP, в условных единицах. Вертикальные линии обозначают время 18 массовых вымираний, составленных Бамбахом (2006).

    Рис. 8.

    Ожидаемый поток гамма-всплесков Ψ( t ) на Солнце в зависимости от времени BP, в условных единицах. Вертикальные линии обозначают время 18 массовых вымираний, составленных Бамбахом (2006).

    Изучая графики f c ( r , t ) для всех кластеров, мы можем выделить те кластеры, которые вносят наибольший вклад в Ψ( t ) в каждом пике.

    • Пик в 70 млн лет . Основной вклад вносит 47 Tuc, вклад которого в Ψ( t ) в 10 раз больше, чем у следующего скопления, NGC 1851.

    • Пик 180 млн лет . Основной вклад снова вносит 47 Tuc, а несколько других вносят вклад на уровне в 5–20 раз ниже, крупнейшими из которых являются Omega Cen, M13 и M15.

    • Пик в 340 млн лет . И снова 47 Tuc вносит наибольший вклад, а несколько других вносят вклад на уровне в семь или более раз ниже, наиболее значительным из них является NGC 2808.

    Выдающееся положение 47 Tuc является следствием как его большого веса, w c , так и того факта, что это одно из шаровых скоплений, которые подходят довольно близко к Солнцу. Все основные вкладчики вносят массивные скопления, которые содержат значительные популяции динамически формирующихся звездных двойных систем. В частности:

    • 47 Tuc занимает второе место по количеству радиодетектируемых msPSR (23; Ransom 2008), обнаруженных Fermi-LAT в высокоэнергетическом гамма-излучении (Abdo et al.2010). В нашей схеме взвешивания (см. раздел 2.3) на него приходится около 5  процентов гамма-всплесков, произведенных в шаровых скоплениях. В альтернативной схеме взвешивания (см. раздел 2.3) на него приходится около 1 % гамма-всплесков в шаровых скоплениях (для следующих скоплений это число указано в скобках). 47 Тук является доминирующим шаровым скоплением в нашем исследовании для обеих схем взвешивания.

    • NGC 1851 содержит msPSR в очень эксцентричной двойной системе с массивным вторичным компонентом (Фейре и др.2004). Это может составлять около 2  процентов (1  процентов) гамма-всплесков от шаровых скоплений.

    • NGC 2808 — массивное шаровое скопление со сложной историей эволюции (Пиотто и др., 2007). Это может составлять около 5  процентов (0,3  процента) гамма-всплесков от шаровых скоплений.

    • Omega Cen — самое массивное шаровое скопление в Галактике, обнаруженное Fermi-LAT (Абдо и др., 2010). Это может составлять около 2  процентов (10 −3   процентов) всплесков от шаровых скоплений.Для этого шарового скопления две разные схемы взвешивания дают наибольшую разницу, поскольку это очень массивное скопление с неглубоким профилем плотности.

    • M13 содержит пять радиодетектируемых msPSR (Ransom 2008). Это может составлять около 0,2 % (10 −3  процентов) гамма-всплесков от шаровых скоплений.

    • M15 имеет двойную нейтронную звезду, которая сольется в течение хаббловского времени (Андерсон и др., 1990), и восемь радиодетектируемых msPSR (Рэнсом, 2008).Это может составлять около 6  процентов (2  процентов) гамма-всплесков от шаровых скоплений.

    Как упоминалось ранее, гамма-всплески, конечно, дискретные, редкие события. Действительно, наши расчеты показывают, что только около 10 гамма-всплесков произошло в пределах 5 кпк от Солнца в течение фанерозоя. Таким образом, истинное распределение потока во времени будет состоять из серии узких пиков различной высоты. На рис. 8 показан ожидаемый поток в зависимости от времени (умноженный на константу), то есть наилучшая единственная оценка этого распределения.

    Для сравнения мы наносим на рис. 8 время 18 массовых вымираний на Земле, обнаруженных в летописи окаменелостей, составленной Бамбахом (2006). Может возникнуть соблазн установить причинно-следственную связь между одним из этих событий и одним из пиков в Ψ( t ), хотя вполне вероятно, что одно из этих 18 событий может случайно совпасть с пиком. 4 Тем не менее стоит определить события, ближайшие к трем пикам.Это

    • Пик в 70 млн лет назад : знаменитое вымирание KT в 65 млн лет назад, которое, как принято считать, сыграло значительную роль в гибели динозавров;

    • Пик 180 млн лет назад : позднеплинсбахское/раннетоарское (раннеюрское) вымирание 179–186 млн лет назад;

    • Пик 340 млн лет назад : раннесерпуховское (среднекаменноугольное) вымирание 322–326 млн лет назад и позднефаменское (позднедевонское) вымирание 359–364 млн лет назад.

    Причастность шарового скопления гамма-всплесков к какому-либо из этих вымираний остается предметом будущих исследований.

    4 Внешний вид

    В этой статье мы проследили орбиты шаровых скоплений до начала фанерозойского эона, чтобы определить интервалы времени, когда более вероятен высокий поток ионизирующего излучения, вызванный соседним гамма-всплеском. Мы обнаружили, что вероятность такого события далеко не постоянна во времени в течение истории Земли.Вместо этого он демонстрирует несколько отчетливых пиков, наиболее заметными из которых являются около 70, 180 и 340 млн лет назад. Основным источником гамма-всплесков во всех случаях является 47 Tuc. Все три временных интервала в принципе могут быть связаны с событием массового вымирания, хотя вероятно и случайное совпадение. Следовательно, для установления связи между ближайшим гамма-всплеском и воздействием на Землю и ее биоту необходимы подтверждающие геологические сигнатуры. Геологические признаки могут включать радиационные повреждения кристаллов [например, следы ископаемых космических лучей (Fleischer et al.1967) или изменение цвета (Ashbuugh, 1988)], отложение радиоактивных изотопов (Dar et al., 1998) или повышенный уровень рака костей (Rothschild et al., 2003). Временные интервалы, указанные в этой статье, можно использовать в качестве ориентира для поиска таких сигнатур в геологической летописи.

    Наконец, текущие орбитальные параметры шаровых скоплений и Солнечной системы подвержены значительной неопределенности. (Они были учтены в нашем анализе и способствуют размытию кривой вероятности.) Эта ситуация существенно улучшится в ближайшее время с запуском спутника Gaia , который с беспрецедентной точностью будет определять динамику Галактики. С более точно определенными орбитальными параметрами мы сможем более жестко ограничить прошлые орбиты, поэтому повторим это исследование, чтобы получить результаты с большей достоверностью.

    ССЫЛКИ

    , и другие.

    [Сотрудничество Fermi-LAT]

    ,

    A&A

    ,

    2010

    , vol.

    524

    стр.

    75

     , и др.

    [H.E.S.S. сотрудничество]

    ,

    A&A

    ,

    2011

    , vol.

    531

    стр.

    L18

     , и др.

    [H.E.S.S. сотрудничество]

    ,

    A&A

    ,

    2013

    , vol.

    551

    стр.

    A26

     ,  ,  ,  ,  . ,

    Nat

    ,

    1990

    , vol.

    346

    стр.

    42

     . , 

    Самоцветы Гемол.

    ,

    1988

    , том.

    4

    стр.

    196

     ., 

    Междунар. Дж. Астробиол.

    ,

    2009

    , том.

    8

    стр.

    213

     . ,

    Анн. Преподобный Планета Земля. науч.

    ,

    2006

    , том.

    34

    стр.

    127

     . ,

    ApJ

    ,

    2010

    , том.

    722

    стр.

    1946

     ,  ,  ,  . ,

    МНРАН

    ,

    2011

    , том.

    413

    стр.

    2004

     ,  ,  ,  ,  . ,

    A&A

    ,

    2011

    , том.

    532

    стр.

    47

     .,

    ApJ

    ,

    1975

    , vol.

    199

    стр.

    L143

     , и др. ,

    МНИРАН

    ,

    2001

    , том.

    326

    стр.

    255

     , и др. ,

    МНРАН

    ,

    2012

    , том.

    425

    стр.

    2668

     ,  ,  . ,

    ApJ

    ,

    2009

    , том.

    693

    стр.

    311

     ,  ,  . , 

    Физ. Преподобный Летт.

    ,

    1998

    , том.

    80

    стр.

    5813

     ,  . ,

    МНИРАН

    ,

    1998

    , том.

    298

    стр.

    387

     ,  ,  ,  ,  . ,

    AJ

    ,

    1997

    , том.

    114

    стр.

    1014

     ,  ,  ,  . ,

    AJ

    ,

    1999a

    , том.

    117

    стр.

    277

    ,  ,  . ,

    AJ

    ,

    1999b

    , том.

    117

    стр.

    1792

     ,  ,  ,  . ,

    AJ

    ,

    2003

    , том.

    125

    стр.

    1373

     . ,

    A&A

    ,

    2011a

    , том.

    533

    стр.

    L5

     ,  . ,

    A&A

    ,

    2012

    , том.

    540

    стр.

    A17

     ,  ,  . ,

    A&A

    ,

    2010

    , том.

    513

    стр.

    66

     ,  ,  . ,

    ApJ

    ,

    2003

    , том.

    597

    стр.

    L121

     ,  ,  ,  . ,

    Ж. Геофиз. Рез.

    ,

    1967

    , том.

    72

    стр.

    331

     ,  ,  ,  . ,

    ApJ

    ,

    2004

    , том.

    606

    стр.

    L53

     ,  ,  ,  ,  ,  ,  ,  .,

    A&A

    ,

    2001

    , том.

    379

    стр.

    634

     ,  ,  . ,

    ARA&A

    ,

    2009

    , том.

    47

    стр.

    567

    ,  ,  . ,

    Нац. физ.

    ,

    2006

    , том.

    2

    стр.

    116

     ,  . ,

    A&A

    ,

    2009

    , том.

    498

    стр.

    329

     . ,

    AJ

    ,

    1996

    , том.

    112

    стр.

    1487

     ,  ,  ,  ,  . ,

    МНИРАН

    ,

    2008

    , том.

    386

    стр.

    553

    ,  ,  ,  ,  ,  . ,

    ApJ

    ,

    2010

    , том.

    717

    стр.

    948

     . ,

    Nat

    ,

    1975

    , vol.

    253

    стр.

    698

     ,  ,  . ,

    ApJ

    ,

    2010

    , том.

    720

    стр.

    953

     ,  ,  . ,

    МНИРАН

    ,

    2009

    , том.

    398

    стр.

    263

     ,  . ,

    Астробиол.

    ,

    2011

    , том.

    11

    стр.

    343

     , и др., 

    Междунар. Дж. Астробиол.

    ,

    2004

    , том.

    3

    стр.

    55

     ,  . ,

    PASJ

    ,

    1975

    , том.

    27

    стр.

    533

     

     

    ,  . ,

    Nat

    ,

    1991

    , vol.

    349

    стр.

    220

     , и др. ,

    ApJ

    ,

    2007

    , том.

    661

    стр.

    L53

     ,  . ,

    ApJ

    ,

    2006

    , том.

    646

    стр.

    L143

     , и др. ,

    ApJ

    ,

    2011

    , том.

    738

    стр.

    138

     . ,

    Proc. Симп. МАС. 246, Динамическая эволюция плотных звездных систем. Издательство Кембриджского университета, Кембридж

    ,

    2008

    стр.

    291

     ,  ,  ,  . ,

    Naturwisenschaften

    ,

    2003

    , vol.

    90

    стр.

    495

    ,  ,  ,  ,  ,  . ,

    МНИРАН

    ,

    2008

    , том.

    388

    стр.

    L6

     ,  ,  ,  . ,

    МНИРАН

    ,

    2010

    , том.

    406

    стр.

    1248

     

     

    ,  .,

    ApJ

    ,

    2002

    , том.

    566

    стр.

    723

     . ,

    МНРАН

    ,

    2012

    , том.

    423

    стр.

    1234

     . ,

    ApJ

    ,

    2005

    , том.

    634

    стр.

    509

     . ,

    ApJ

    ,

    1995

    , том.

    444

    стр.

    Л35

    © 2013 Авторы Опубликовано Oxford University Press от имени Королевского астрономического общества

    Пространственное распределение, поток отложений и воздействие на окружающую среду типичных стойких органических загрязнителей в поверхностных отложениях в Восточно-Китайском окраинном море (ECMS)

    дои: 10.1016/j.jhazmat.2020.124343. Epub 2020 21 октября.

    Принадлежности Расширять

    Принадлежности

    • 1 Ключевая лаборатория инженерной океанографии, Второй институт океанографии, Министерство природных ресурсов, Ханчжоу, Китай; Школа географических и океанографических наук, Ключевая лаборатория Министерства образования по развитию побережья и островов, Нанкинский университет, Нанкин 210093, Китай; Совместный инновационный центр исследований Южно-Китайского моря, Нанкинский университет, Нанкин 210093, Китай.
    • 2 Ключевая лаборатория инженерной океанографии, Второй институт океанографии, Министерство природных ресурсов, Ханчжоу, Китай. Электронный адрес: [email protected]
    • 3 Школа географических и океанографических наук, Ключевая лаборатория Министерства образования по развитию побережья и островов, Нанкинский университет, Нанкин 210093, Китай.
    • 4 Первый институт океанографии Министерства природных ресурсов, Циндао, Китай.
    • 5 Ключевая лаборатория инженерной океанографии, Второй институт океанографии, Министерство природных ресурсов, Ханчжоу, Китай.
    • 6 Школа географических и океанографических наук, Ключевая лаборатория Министерства образования по развитию побережья и островов, Нанкинский университет, Нанкин 210093, Китай; Совместный инновационный центр исследований Южно-Китайского моря, Нанкинский университет, Нанкин 210093, Китай.Электронный адрес: [email protected]

    Элемент в буфере обмена

    Чжэ Хао и соавт. Джей Хазард Матер. .

    Показать детали Показать варианты

    Показать варианты

    Формат АннотацияPubMedPMID

    дои: 10.1016/j.jhazmat.2020.124343. Epub 2020 21 октября.

    Принадлежности

    • 1 Ключевая лаборатория инженерной океанографии, Второй институт океанографии, Министерство природных ресурсов, Ханчжоу, Китай; Школа географических и океанографических наук, Ключевая лаборатория Министерства образования по развитию побережья и островов, Нанкинский университет, Нанкин 210093, Китай; Совместный инновационный центр исследований Южно-Китайского моря, Нанкинский университет, Нанкин 210093, Китай.
    • 2 Ключевая лаборатория инженерной океанографии, Второй институт океанографии, Министерство природных ресурсов, Ханчжоу, Китай. Электронный адрес: [email protected]
    • 3 Школа географических и океанографических наук, Ключевая лаборатория Министерства образования по развитию побережья и островов, Нанкинский университет, Нанкин 210093, Китай.
    • 4 Первый институт океанографии Министерства природных ресурсов, Циндао, Китай.
    • 5 Ключевая лаборатория инженерной океанографии, Второй институт океанографии, Министерство природных ресурсов, Ханчжоу, Китай.
    • 6 Школа географических и океанографических наук, Ключевая лаборатория Министерства образования по развитию побережья и островов, Нанкинский университет, Нанкин 210093, Китай; Совместный инновационный центр исследований Южно-Китайского моря, Нанкинский университет, Нанкин 210093, Китай.Электронный адрес: [email protected]

    Элемент в буфере обмена

    Полнотекстовые ссылки Параметры отображения цитирования

    Показать варианты

    Формат АннотацияPubMedPMID

    Абстрактный

    Высокие выбросы синтетических соединений наносят ущерб морской среде и угрожают здоровью человека.Это исследование представляет собой первый обширный и всесторонний анализ трех типичных стойких органических загрязнителей (СОЗ), т. е. хлорорганических пестицидов (n = 228), перфторалкильных веществ (n = 202) и короткоцепочечных хлорированных парафинов (n = 162), с использованием набор пространственных данных с высоким разрешением. Результаты выявили сложное распределение СОЗ в восточной части окраинных морей Китая (ECMS). СОЗ в поверхностных отложениях ECMS показали пространственную неоднородность, при этом высокие уровни наблюдались в основном в районах с мелкозернистыми отложениями (напр.г., эстуарии рек Хуанхэ и Чанцзян и центральная часть южной части Желтого моря). Была выявлена ​​сильная положительная корреляция между концентрацией СОЗ и размером/компонентами/долготой/широтой зерен отложений в ECMS, что позволяет предположить, что на распределение СОЗ значительное влияние оказал речной сток и региональная гидродинамика. Были также рассчитаны годовые потоки осаждения СОЗ в ECMS, и высокие значения были зарегистрированы в устье реки Хуанхэ и в Восточно-Китайском море. Антропогенные изменения в водосборах могут повлиять на судьбу СОЗ в ECMS и других окраинных морях с преобладанием рек во всем мире.Наши выводы подчеркивают озабоченность по поводу местной аквакультуры и служат основой для принятия решений правительством. Мы также предлагаем уделять повышенное внимание воздействию загрязнения морской среды органическими веществами на аквакультуру в глобальном масштабе.

    Ключевые слова: Поток осаждения; Процесс осаждения; ECMS; Размер зерна; СОЗ.

    Copyright © 2020 Elsevier B.V. Все права защищены.

    Похожие статьи

    • Традиционные и новые СОЗ в окружающей среде Бохайского и Желтого морей: обзор Китая и Южной Кореи.

      Мэн Дж., Хонг С., Ван Т., Ли К., Юн С.Дж., Лу И., Гизи Д.П., Хим Д.С. Мэн Дж. и др. Хемосфера. 2017 Февраль; 169: 503-515.doi: 10.1016/j.chemosphere.2016.11.108. Epub 2016 25 ноября. Хемосфера. 2017. PMID: 27894056 Рассмотрение.

    • Оценка пространственного и временного распределения стойких органических загрязнителей и рекомендации по отбору проб поверхностных отложений эстуариев и морей в Китае.

      Пэн Л, Дай С, Ю А. Пэн Л. и др. Хемосфера.Январь 2015 г.; 119 Дополнение: S138-44. doi: 10.1016/j.chemosphere.2014.04.004. Epub 2014 30 апр. Хемосфера. 2015. PMID: 24792764

    • Пространственно-временные характеристики ртути и метилртути в морских отложениях при совместном воздействии речного стока и прибрежных течений.

      Yu C, Xiao W, Xu Y, Sun X, Li M, Lin H, Tong Y, Xie H, Wang X. Ю С и соавт. Хемосфера.2021 июль; 274:129728. doi: 10.1016/j.chemosphere.2021.129728. Epub 2021 25 января. Хемосфера. 2021. PMID: 33540304

    • Распределение хлорорганических соединений в отложениях из устья реки Цзюлун и прилегающей западной части Тайваньского пролива: последствия переноса, источников и запасов.

      У И, Ван Х, Я М, Ли И, Хун Х. У Ю и др. Загрязнение окружающей среды.2016 Декабрь; 219: 519-527. doi: 10.1016/j.envpol.2016.05.081. Epub 2016 13 июня. Загрязнение окружающей среды. 2016. PMID: 27307268

    • Места, загрязненные диоксинами и СОЗ: актуальность и вызовы в настоящее время и в будущем: обзор предыстории, целей и охвата серии.

      Вебер Р., Гаус С., Тисклинд М., Джонстон П., Фортер М., Холлерт Х., Хайниш Э., Холоубек И., Ллойд-Смит М., Масунага С., Моккарелли П., Сантильо Д., Сейке Н., Саймонс Р., Торрес Дж. П., Верта М., Варбелов Г., Вейген Дж., Уотсон А., Костнер П., Вельц Дж., Вициск П., Зеннегг М.Вебер Р. и соавт. Environ Sci Pollut Res Int. 2008 г., июль; 15 (5): 363–93. doi: 10.1007/s11356-008-0024-1. Epub 2008 3 июля. Environ Sci Pollut Res Int. 2008. PMID: 18597132 Рассмотрение.

    Типы публикаций

    • Поддержка исследований, за пределами США Правительство

    LinkOut — больше ресурсов

    • Полнотекстовые источники

    • Прочие литературные источники

    [Икс]

    Укажите

    Копировать

    Формат: ААД АПА МДА НЛМ

    Почему акции Plug Power, FuelCell Energy и Flux Power выросли сегодня

    Что случилось

    Акции пионеров водородных топливных элементов Plug Power ( PLUG 0.81%) и FuelCell Energy (FCEL 1,85%) выросли на торгах в среду, поднявшись к полудню на 5,4% и 9,8% соответственно. Вслед за ними (и даже превысив рост этих акций) быстрорастущий производитель аккумуляторов Flux Power Holdings (FLUX -0,79%), зафиксировавший рост на 11,5%.

    Ну и что

    Кажется, нет никакого очевидного катализатора для любого из этих движений цен на акции. В последний раз мы слышали, как кто-то говорил об этом секторе более недели назад, когда Morgan Stanley дал прогноз цены акций Plug Power в размере 38 долларов.

    Источник изображения: Getty Images.

    Теперь что

    Что делать инвестору, когда акции растут без видимой причины? Проверьте цифры, чтобы увидеть, работают ли они, и есть ли действительно веская причина для покупки этих акций. И когда я внимательно смотрю на Plug, FuelCell и Flux Power, мне действительно не нравится то, что я вижу. Ни одна из этих компаний не является прибыльной. За последние 10 лет Plug и FuelCell только и делали, что теряли деньги и сжигали наличные. Согласно данным S&P Global Market Intelligence, компания Flux Power также постоянно сжигает наличные деньги.

    Единственная хорошая вещь, которую можно сказать об этих компаниях в настоящее время, это то, что они хорошо справляются с ростом продаж (хотя некоторые лучше, чем другие). Выручка Plug Power выросла на 55% в годовом исчислении за первые три отчетных квартала 2020 года. Продажи Flux в первом квартале нового 2021 финансового года выросли более чем вдвое. Прирост продаж FuelCell, однако, составляет неутешительные 8,5%.

    Однако, если разобраться, суть бизнеса заключается не только в том, чтобы продавать, но и в том, чтобы получать прибыль от этих продаж.До сих пор ни одна из этих трех компаний не поняла, как сделать это последовательно. Если бы я был на вашем месте, я бы не инвестировал в них, пока они не сделают.

    Эта статья представляет мнение автора, который может не согласиться с «официальной» рекомендательной позицией консультационной службы премиум-класса Motley Fool. Мы пестрые! Ставя под сомнение инвестиционный тезис — даже собственный — помогает всем нам критически относиться к инвестированию и принимать решения, которые помогают нам стать умнее, счастливее и богаче.

    Фредди Фанко Поп! Freddy Flux (сердитый) #SE (почти новый) — Коллекционные предметы Большого Яблока

    НОВАЯ КОРОБКА СОСТОЯНИЕ:

    Все продукты продаются в состоянии NEW и поэтому безупречны. Подробности см. в разделе Дефектные товары и повреждения при транспортировке ниже.

    Изделия в термоусадочной упаковке производителя:

    Предметы, упакованные в термоусадочную пленку, поставляемые производителем, которые содержат предметы внутренней упаковки, которые не могут быть осмотрены, если только они не открыты, освобождаются от безупречного состояния, указанного выше.Например, комбинированные товары (попсовые напитки Funko и футболки), упакованные в термоусадочную пленку, освобождаются от нашей гарантии как новые.

    Товарный рынок как ущерб в листинге:

    Предметы, специально указанные для продажи как товар в поврежденной коробке, освобождаются от безупречного состояния, указанного выше. Товар в коробке с повреждениями будет иметь слегка поврежденную коробку без каких-либо разрывов или проколов, а фигурки внутри не будут иметь повреждений.

    Дефектные товары:  Если вы получили товар с дефектом производителя, свяжитесь с нами в течение 5 дней с момента получения вашего заказа, чтобы определить, действительно ли дефект можно заменить.Требуются изображения, и все замены подлежат усмотрению нашей службы поддержки клиентов. Незначительные производственные отклонения не могут быть заменены на основе этих отклонений, включая, помимо прочего, незначительные дефекты окраски или позиционирования фигурки. Повреждения упаковки не будут считаться частью поврежденной фигуры.

    Повреждение при доставке:  Если ваша покупка была доставлена ​​поврежденной, пожалуйста, свяжитесь с нами как можно скорее, чтобы возбудить претензию о повреждении посылки. Пожалуйста, напишите по адресу [email protected] с фотографиями упаковки и поврежденного содержимого в течение 5 дней с момента получения вашей продукции. Незначительный дефект упаковки, не влияющий на содержимое, не считается дефектом или повреждением при страховании посылки или при возмещении ущерба. Небольшой изгиб, потертость или вмятина на внешней упаковке могут возникнуть на любом этапе производства, поставки или транспортировки. Любые повреждения прозрачных пластиковых окон, включая потертости, царапины и вмятины, не считаются заменяемыми повреждениями.

    Мы также не гарантируем от повреждений при транспортировке Pop большего размера, которые поставляются Funko in Box, если любой размер превышает 7 дюймов.Эти большие коробки слишком хрупкие, чтобы не повредить их часто во время транспортировки, даже если они тщательно упакованы в пузырчатую пленку. Для справки, большинство 4-дюймовых поп-музыки упакованы в обычные коробки размером примерно 3,5 x 4,5 x 6,25 дюйма.