>>197963555Да это бот для поддержания активности сломался, давайте поможем ребятам из администрации, зарепортим тред, они увидят что бот неправильно работает, ну и починят его! Главное чтобы увидели!
Лол, у обиженной на меня проткнутной омежки >>197964410 опять начались месячные и она принялась тужиться и выворачивать реальность наизнанку. Впрочем, она уже давно так серится и аутофеллирует.
\гороскоп Сегодня звезды встали таким образом, что ты можешь отказаться от гормоно-заместительной терапии - ты кун, или кто?. Однако, есть риск понять, что ты долбаеб, а не битард. Поэтому Двач советует тебе : "Тренируйся лол. Скачай какой-нибудь гнилой ТИНДЕР, лайкай всех подряд, пиши всем подряд. Вот и научишься самому полезному скиллу - пиздежу ни о чем".
>>197963160>>197963179>>197963222>>197963263>>197963294>>197963345>>197963383>>197963450>>197963462>>197963477>>197963547>>197963569>>197963598>>197963622>>197963637>>197963658>>197963705>>197963718>>197963756>>197963781>>197963790>>197963843>>197963870>>197963897>>197963910>>197963937>>197963961>>197963978>>197963992>>197964010>>197964032>>197964050>>197964063>>197964088>>197964101>>197964128>>197964155>>197964202>>197964203>>197964223>>197964233>>197964292>>197964300>>197964324>>197964341>>197964368>>197964379>>197964438>>197964446>>197964567>>197964630>>197964677>>197964762>>197964803>>197964850Зарепортил дауна.
Дефекация (лат. defecatio; синонимы: опорожнение прямой кишки, стул, испражнение) — процесс выделения организмом кала из пищеварительного тракта (у человека — из прямой кишки) через задний проход.У человека в норме дефекация происходит около одного раза в сутки (от одного—двух раз в день до одного раза в два дня). Если дефекация происходит чаще (частый стул) или реже (запор), это обычно сопровождается изменением физических свойств стула. Частый стул обычно имеет более жидкую консистенцию (понос), вплоть до водянистой. При задержке стула каловые массы становятся слишком грубыми и твёрдыми и могут травмировать слизистую. Описаны случаи разрыва кишечника твёрдыми каловыми камнями, приведшие к перитониту и завершившиеся смертельным исходом. Как правило, нарушение частоты дефекации является симптомом какого-либо заболевания и требует консультации врача (гастроэнтеролога, проктолога или хирурга). Непроизвольная дефекация иногда происходит при родах.
Дефекация у здорового взрослого человека характеризуется следующими физиологическими параметрами:Порог ректальной чувствительности (минимальный объём кала, необходимый для появления ощущения заполнения кишечника) — менее или равен 25 мл;Минимальный объём для расслабления внутреннего анального сфинктера (объём, при котором возникает первый позыв на дефекацию) — 10—20 мл;Порог для постоянного позыва на дефекацию (объём, необходимый для появления постоянного позыва) — менее или равен 220 мл;Максимально переносимый объём — 110—280 мл.Перечисленные параметры измеряются методом аноректальной манометрии и отклонения их от нормы являются диагностическими признаками.[1]При дефекации и вне её у взрослого человека из кишечника в норме за сутки выводится 0,1 — 0,5 литра газа. При метеоризме объём выводимого газа может достигать трёх и более литров. Состав газовой смеси у здоровых людей следующий: азот N2 — 24—90 %, углекислый газ СО2 — 4,3—29 %, кислород О2 — 0,1—23 %, водород Н2 — 0,6—47 %, метан CH4 — 0—26 %, а также небольшое количество сероводорода H2S, аммиака NH3, меркаптана[2], скатола.Дефекация у детей ПравитьПозыв к акту дефекации возникает при перемещении кала из сигмовидной кишки в ампулу прямой кишки, но сам акт дефекации у человека контролируется центральной нервной системой. Здоровый ребёнок в состоянии подавить позыв к дефекации, начиная с возраста полутора-двух лет. У ребёнка нормальным стулом являются третий и четвёртый типы, определяемые по Бристольской шкале стула, а именно, в форме колбаски с ребристой поверхностью или в форме гладкой и мягкой колбаски.[3]Здоровые дети имеют следующее, зависящее от возраста, количество актов дефекации в неделю:до трёх месяцев, находящиеся на грудном вскармливании — от 5 до 40;до трёх месяцев, находящиеся на искусственном вскармливании — от 5 до 20;от 6 до 12 месяцев — от 5 до 28;от года до трёх лет — от 4 до 21;старше четырёх лет — от 3 до 14.[3
Чёрная дыра — область пространства-времени[2], гравитационное притяжение которой настолько велико, что покинуть её не могут даже объекты, движущиеся со скоростью света, в том числе кванты самого света. Граница этой области называется горизонтом событий, а её характерный размер — гравитационным радиусом. В простейшем случае сферически симметричной чёрной дыры он равен радиусу Шварцшильда.Теоретически возможность существования таких областей пространства-времени следует из некоторых точных решений уравнений Эйнштейна, первое[3] из которых было получено Карлом Шварцшильдом в 1915 году. Изобретатель термина достоверно не известен[4], но само обозначение было популяризовано Джоном Арчибальдом Уилером и впервые публично употреблено в популярной лекции «Наша Вселенная: известное и неизвестное» (англ. Our Universe: the Known and Unknown) 29 декабря 1967 года[Комм 1]. Ранее подобные астрофизические объекты называли «сколлапсировавшие звёзды» или «коллапсары» (от англ. collapsed stars), а также «застывшие звёзды» (англ. frozen stars)[5].Вопрос о реальном существовании чёрных дыр тесно связан с тем, насколько верна теория гравитации, из которой следует их существование. В современной физике стандартной теорией гравитации, лучше всего подтверждённой экспериментально, является общая теория относительности (ОТО), уверенно предсказывающая возможность образования чёрных дыр (но их существование возможно и в рамках других (не всех) моделей, см. Альтернативные теории гравитации). Поэтому наблюдаемые данные анализируются и интерпретируются, прежде всего, в контексте ОТО, хотя, строго говоря, эта теория пока не является интенсивно экспериментально протестированной для условий, соответствующих области пространства-времени в непосредственной близости от горизонта чёрных дыр звёздных масс (однако хорошо подтверждена в условиях, соответствующих сверхмассивным чёрным дырам[6], и с точностью до 94 % согласуется с первым гравитационно-волновым сигналом). Поэтому утверждения о непосредственных доказательствах существования чёрных дыр, в том числе и в этой статье ниже, строго говоря, следует понимать в смысле подтверждения существования астрономических объектов, таких плотных и массивных, а также обладающих некоторыми другими наблюдаемыми свойствами, что их можно интерпретировать как чёрные дыры общей теории относительности[6].Кроме того, чёрными дырами часто называют объекты, не строго соответствующие данному выше определению, а лишь приближающиеся по своим свойствам к такой чёрной дыре — например, это могут быть коллапсирующие звёзды на поздних стадиях коллапса. В современной астрофизике этому различию не придаётся большого значения[7], так как наблюдаемые проявления «почти сколлапсировавшей» («замороженной») звезды и «настоящей» («извечной») чёрной дыры практически одинаковы. Это происходит потому, что отличия физических полей вокруг коллапсара от таковых для «извечной» чёрной дыры уменьшаются по степенным законам с характерным временем порядка гравитационного радиуса, делённого на скорость света — то есть за доли секунды для чёрных дыр звёздных масс и часы для сверхмассивных чёрных дыр[8].
10 апреля 2019 года Национальный научный фонд США впервые показал «фотографию» сверхмассивной черной дыры в центре галактики Messier 87, расположенной на расстоянии 54 миллионов световых лет от Земли.[9][10] Изображение получили благодаря проекту Event Horizon Telescope, который включает в себя восемь радиотелескопов, расположенных по всему земному шару[11]. «Полученная картинка подтверждает существование горизонта событий, то есть подтверждает правильность общей теории относительности Эйнштейна», — заявил один из руководителей проекта Event Horizon Telescop Лучано Реццола[12].Различают четыре сценария образования чёрных дыр:два реалистичныхгравитационный коллапс (сжатие) достаточно массивной звезды;коллапс центральной части галактики или протогалактического газа;и два гипотетическихформирование чёрных дыр сразу после Большого Взрыва (первичные чёрные дыры);возникновение в ядерных реакциях высоких энергий.
Чёрная дыра» МичеллаВ ньютоновском поле тяготения для частиц, покоящихся на бесконечности, с учётом закона сохранения энергии:{\displaystyle -{GMm \over r}+{mv^{2} \over 2}=0,} то есть:{\displaystyle v^{2}={2GM \over r}.} Пусть гравитационный радиус {\displaystyle r_{g}} — расстояние от тяготеющей массы, на котором скорость частицы становится равной скорости света {\displaystyle v=c}. Тогда {\displaystyle r_{g}={\frac {2GM}{c^{2}}}.}Концепция массивного тела, гравитационное притяжение которого настолько велико, что скорость, необходимая для преодоления этого притяжения (вторая космическая скорость), равна или превышает скорость света, впервые была высказана в 1784 году Джоном Мичеллом в письме[13], которое он послал в Королевское общество. Письмо содержало расчёт, из которого следовало, что для тела с радиусом в 500 солнечных радиусов и с плотностью Солнца вторая космическая скорость на его поверхности будет равна скорости света[14]. Таким образом, свет не сможет покинуть это тело, и оно будет невидимым[15]. Мичелл предположил, что в космосе может существовать множество таких недоступных наблюдению объектов. В 1796 году Лаплас включил обсуждение этой идеи в свой труд «Exposition du Systeme du Monde», однако в последующих изданиях этот раздел был опущен. Тем не менее, именно благодаря Лапласу эта мысль получила некоторую известность[15].От Мичелла до Шварцшильда (1796—1915) ПравитьНа протяжении XIX века идея тел, невидимых вследствие своей массивности, не вызывала большого интереса у учёных. Это было связано с тем, что в рамках классической физики скорость света не имеет фундаментального значения. Однако в конце XIX — начале XX века было установлено, что сформулированные Дж. Максвеллом законы электродинамики, с одной стороны, выполняются во всех инерциальных системах отсчёта, а с другой стороны, не обладают инвариантностью относительно преобразований Галилея. Это означало, что сложившиеся в физике представления о характере перехода от одной инерциальной системы отсчёта к другой нуждаются в значительной корректировке.В ходе дальнейшей разработки электродинамики Г. Лоренцем была предложена новая система преобразований пространственно-временных координат (известных сегодня как преобразования Лоренца), относительно которых уравнения Максвелла оставались инвариантными. Развивая идеи Лоренца, А. Пуанкаре предположил, что все прочие физические законы также инвариантны относительно этих преобразований.В 1905 году А. Эйнштейн использовал концепции Лоренца и Пуанкаре в своей специальной теории относительности (СТО), в которой роль закона преобразования инерциальных систем отсчёта окончательно перешла от преобразований Галилея к преобразованиям Лоренца. Классическая (галилеевски-инвариантная) механика была при этом заменена на новую, Лоренц-инвариантную релятивистскую механику. В рамках последней скорость света оказалась предельной скоростью, которую может развить физическое тело, что радикально изменило значение чёрных дыр в теоретической физике.Однако ньютоновская теория тяготения (на которой базировалась первоначальная теория чёрных дыр) не является лоренц-инвариантной. Поэтому она не может быть применена к телам, движущимся с околосветовыми и световой скоростями. Лишённая этого недостатка релятивистская теория тяготения была создана, в основном, Эйнштейном (сформулировавшим её окончательно к концу 1915 года) и получила название общей теории относительности (ОТО)[15]. Именно на ней и основывается современная теория астрофизических чёрных дыр[7].По своему характеру ОТО является геометрической теорией. Она предполагает, что гравитационное поле представляет собой проявление искривления пространства-времени (которое, таким образом, оказывается псевдоримановым, а не псевдоевклидовым, как в специальной теории относительности). Связь искривления пространства-времени с характером распределения и движения заключающихся в нём масс даётся основными уравнениями теории — уравнениями Эйнштейна.Искривление пространства(Псев
Искривление пространства(Псевдо)римановыми называются пространства, которые в малых масштабах ведут себя «почти» как обычные (псевдо)евклидовы. Так, на небольших участках сферы теорема Пифагора и другие факты евклидовой геометрии выполняются с очень большой точностью. В своё время это обстоятельство и позволило построить евклидову геометрию на основе наблюдений над поверхностью Земли (которая в действительности не является плоской, а близка к сферической). Это же обстоятельство обусловило и выбор именно псевдоримановых (а не каких-либо ещё) пространств в качестве основного объекта рассмотрения в ОТО: свойства небольших участков пространства-времени не должны сильно отличаться от известных из СТО.Однако в больших масштабах римановы пространства могут сильно отличаться от евклидовых. Одной из основных характеристик такого отличия является понятие кривизны. Суть его состоит в следующем: евклидовы пространства обладают свойством абсолютного параллелизма: вектор {\displaystyle X',} получаемый в результате параллельного перенесения вектора {\displaystyle X} вдоль любого замкнутого пути, совпадает с исходным вектором {\displaystyle X.} Для римановых пространств это уже не всегда так, что может быть легко показано на следующем примере. Предположим, что наблюдатель встал на пересечении экватора с нулевым меридианом лицом на восток и начал двигаться вдоль экватора. Дойдя до точки с долготой 180°, он изменил направление движения и начал двигаться по меридиану к северу, не меняя направления взгляда (то есть теперь он смотрит вправо по ходу). Когда он таким образом перейдёт через северный полюс и вернётся в исходную точку, то окажется, что он стоит лицом к западу (а не к востоку, как изначально). Иначе говоря, вектор, параллельно перенесённый вдоль маршрута следования наблюдателя, «прокрутился» относительно исходного вектора. Характеристикой величины такого «прокручивания» и является кривизна[16]
>>197965434"кококо, кудахтахтах" Прости,я петушиный язык не понимаю, пиши по-русски, пожалуйста петян.
Решения уравнений Эйнштейна для чёрных дыр ПравитьТак как чёрные дыры являются локальными и относительно компактными образованиями, то при построении их теории обычно пренебрегают наличием космологической постоянной, так как её эффекты для таких характерных размеров задачи неизмеримо малы. Тогда стационарные решения для чёрных дыр в рамках ОТО, дополненной известными материальными полями, характеризуются только тремя параметрами: массой ( {\displaystyle M}), моментом импульса ( {\displaystyle L}) и электрическим зарядом ( {\displaystyle Q}), которые складываются из соответствующих характеристик вошедших в чёрную дыру при коллапсе и упавших в неё позднее тел и излучений (если в природе существуют магнитные монополи, то чёрные дыры могут иметь также магнитный заряд ( {\displaystyle G})[17], но пока подобные частицы не обнаружены). Любая чёрная дыра стремится в отсутствие внешних воздействий стать стационарной, что было доказано усилиями многих физиков-теоретиков, из которых особо следует отметить вклад нобелевского лауреата Субраманьяна Чандрасекара, перу которого принадлежит фундаментальная для этого направления монография «Математическая теория чёрных дыр»[18]. Более того, представляется, что никаких других характеристик, кроме этих трёх, у не возмущаемой снаружи чёрной дыры быть не может, что формулируется в образной фразе Уилера: «Чёрные дыры не имеют волос»[17].Решения уравнений Эйнштейна для чёрных дыр с соответствующими характеристиками:Характеристика ЧД Без вращения ВращаетсяБез заряда Решение Шварцшильда Решение КерраЗаряженная Решение Рейснера — Нордстрёма Решение Керра — НьюменаРешение Шварцшильда (1916 год, Карл Шварцшильд) — статичное решение для сферически-симметричной чёрной дыры без вращения и без электрического заряда.Решение Рейснера — Нордстрёма (1916 год, Ганс Рейснер и 1918 год, Гуннар Нордстрём) — статичное решение сферически-симметричной чёрной дыры с зарядом, но без вращения.
Решение Рейснера — Нордстрёма (1916 год, Ганс Рейснер и 1918 год, Гуннар Нордстрём) — статичное решение сферически-симметричной чёрной дыры с зарядом, но без вращения.Решение Керра (1963 год, Рой Керр) — стационарное, осесимметричное решение для вращающейся чёрной дыры, но без заряда.Решение Керра — Ньюмена (1965 год, Э. Т. Ньюмен (англ.), Э. Кауч, К. Чиннапаред, Э. Экстон, Э. Пракаш и Р. Торренс)[19] — наиболее полное на данный момент решение: стационарное и осесимметричное, зависит от всех трёх параметров.Решение для вращающейся чёрной дыры чрезвычайно сложно. Его вывод был описан Керром в 1963 году очень кратко[20], и лишь спустя год детали были опубликованы Керром и Шильдом в малоизвестных трудах конференции. Подробное изложение вывода решений Керра и Керра — Ньюмена было опубликовано в 1969 году в известной работе Дебнея, Керра и Шильда[21]. Последовательный вывод решения Керра был также проделан Чандрасекаром более чем на пятнадцать лет позже[18].Считается, что наибольшее значение для астрофизики имеет решение Керра, так как заряженные чёрные дыры должны быстро терять заряд, притягивая и поглощая противоположно заряженные ионы и пыль из космического пространства. Существует также гипотеза[22], связывающая гамма-всплески с процессом взрывной нейтрализации заряженных чёрных дыр путём рождения из вакуума электрон-позитронных пар (Р. Руффини с сотрудниками), но она оспаривается рядом учёных[23].
Теоремы об «отсутствии волос» ПравитьОсновная статья: Теорема об отсутствии волосТеоремы об «отсутствии волос» у чёрной дыры (англ. No hair theorem) говорят о том, что у стационарной чёрной дыры внешних характеристик, помимо массы, момента импульса и определённых зарядов (специфических для различных материальных полей), быть не может (в том числе и радиуса), и детальная информация о материи будет потеряна (и частично излучена вовне) при коллапсе. Большой вклад в доказательство подобных теорем для различных систем физических полей внесли Брэндон Картер, Вернер Израэль, Роджер Пенроуз, Пётр Хрусьцель (Chruściel), Маркус Хойслер. Сейчас представляется, что данная теорема верна для известных в настоящее время полей, хотя в некоторых экзотических случаях, аналогов которых в природе не обнаружено, она нарушается[24].
Решение Шварцшильда ПравитьОсновная статья: Метрика ШварцшильдаОсновные свойства ПравитьРисунок художника: аккреционный диск горячей плазмы, вращающийся вокруг чёрной дыры.Согласно теореме Биркгофа[en], гравитационное поле любого сферически симметричного распределения материи вне её даётся решением Шварцшильда. Поэтому слабо вращающиеся чёрные дыры, как и пространство-время вблизи Солнца и Земли, в первом приближении тоже описываются этим решением.Две важнейшие черты, присущие чёрным дырам в модели Шварцшильда — это наличие горизонта событий (он по определению есть у любой чёрной дыры) и сингулярности, которая отделена этим горизонтом от остальной Вселенной[15].Решением Шварцшильда точно описывается изолированная невращающаяся, незаряженная и не испаряющаяся чёрная дыра (это сферически симметричное решение уравнений гравитационного поля (уравнений Эйнштейна) в вакууме). Её горизонт событий — это сфера, радиус которой, определённый из её площади по формуле {\displaystyle S=4\pi r^{2},} называется гравитационным радиусом или радиусом Шварцшильда.Все характеристики решения Шварцшильда однозначно определяются одним параметром — массой. Так, гравитационный радиус чёрной дыры массы {\displaystyle M} равен[25]{\displaystyle r_{s}={\frac {2\,GM}{c^{2}}},}где {\displaystyle G} — гравитационная постоянная, а {\displaystyle c} — скорость света. Чёрная дыра с массой, равной массе Земли, обладала бы радиусом Шварцшильда около 9 мм (то есть Земля могла бы стать чёрной дырой, если бы что-либо смогло сжать её до такого размера). Для Солнца радиус Шварцшильда составляет примерно 3 км.Такая же величина гравитационного радиуса получается в результате вычислений на основе классической механики и ньютоновской теории тяготения. Данный факт не случаен, он является следствием того, что классическая механика и ньютоновская теория тяготения содержатся в общей теории относительности как её предельный случай.[26]Объекты, размер которых наиболее близок к своему радиусу Шварцшильда, но которые ещё не являются чёрными дырами, — это нейтронные звёзды.Можно ввести понятие «средней плотности» чёрной дыры, поделив её массу на «объём, заключённый под горизонтом событий»[Комм 2]:{\displaystyle \rho ={\frac {3\,c^{6}}{32\pi M^{2}G^{3}}}.}Средняя плотность падает с ростом массы чёрной дыры. Так, если чёрная дыра с массой порядка солнечной обладает плотностью, превышающей ядерную плотность, то сверхмассивная чёрная дыра с массой в 109 солнечных масс (существование таких чёрных дыр подозревается в квазарах) обладает средней плотностью порядка 20 кг/м³, что существенно меньше плотности воды. Таким образом, чёрную дыру можно получить не только сжатием имеющегося объёма вещества, но и экстенсивным путём — накоплением огромного количества материала.
Для более точного описания реальных чёрных дыр необходим учёт наличия момента импульса. Кроме того, малые, но концептуально важные добавки для чёрных дыр астрофизических масс — излучение Старобинского и Зельдовича и излучение Хокинга — следуют из квантовых поправок. Учитывающую это теорию (то есть ОТО, в которой правая часть уравнений Эйнштейна есть среднее по квантовому состоянию от тензора энергии-импульса) обычно называют «полуклассической гравитацией». Представляется, что для очень малых чёрных дыр эти квантовые поправки должны стать определяющими, однако это точно неизвестно, так как отсутствует непротиворечивая модель квантовой гравитации[27].Метрическое описание и аналитическое продолжение ПравитьВ 1915 году К. Шварцшильд выписал решения уравнений Эйнштейна без космологического члена для пустого пространства в сферически симметричном статическом случае[15] (позднее Биркхоф показал, что предположение статичности излишне[28]). Это решение оказалось пространством-временем {\displaystyle {\mathcal {M}}} с топологией {\displaystyle R^{2}\times S^{2}} и интервалом, приводимым к виду{\displaystyle ds^{2}=-(1-r_{s}/r)c^{2}dt^{2}+(1-r_{s}/r)^{-1}dr^{2}+r^{2}(d\theta ^{2}+\sin ^{2}\theta \,d\varphi ^{2}),}где{\displaystyle t} — временная координата, в секундах,{\displaystyle r} — радиальная координата, в метрах,{\displaystyle \theta } — полярная угловая координата, в радианах,{\displaystyle \varphi } — азимутальная угловая координата, в радианах,{\displaystyle r_{s}} — радиус Шварцшильда тела с массой {\displaystyle M}, в метрах.Временная координата соответствует времениподобному вектору Киллинга {\displaystyle \partial _{t}}, который отвечает за статичность пространства-времени, при этом её масштаб выбран так, что {\displaystyle t} — это время, измеряемое бесконечно удалёнными покоящимися часами ( {\displaystyle r=\mathrm {const} \rightarrow \infty ,\theta =\mathrm {const} ,\varphi =\mathrm {const} }). Часы, закреплённые на радиальной координате {\displaystyle r} без вращения ( {\displaystyle r=\mathrm {const} ,\,\theta =\mathrm {const} ,\,\varphi =\mathrm {const} }), будут идти медленнее этих удалённых в {\displaystyle 1/{\sqrt {1-r_{s}/r}}} раз за счёт гравитационного замедления времени.Геометрический смысл {\displaystyle r} состоит в том, что площадь поверхности сферы {\displaystyle \{(t,\,r,\,\theta ,\,\varphi )\mid t=t_{0},\ r=r_{0}\}} есть {\displaystyle 4\pi r_{0}^{2}.} Важно, что координата {\displaystyle r} принимает только значения, большие {\displaystyle r_{s},} а значение параметра {\displaystyle r}, в отличие от лапласовского случая, не является «расстоянием до центра», так как центра как точки (события на действительной мировой линии какого-либо тела) в шварцшильдовском пространстве {\displaystyle {\mathcal {M}}} вообще нет.Наконец, угловые координаты {\displaystyle \theta } и {\displaystyle \varphi } соответствуют сферической симметрии задачи и связаны с её 3 векторами Киллинга.Из основных принципов ОТО следует, что такую метрику создаст (снаружи от себя) любое сферически симметричное тело с радиусом {\displaystyle >r_{s}} и массой {\displaystyle M={\frac {c^{2}r_{s}}{2G}}.} Замечательно, хотя и в некоторой степени случайно, что величина гравитационного радиуса — радиус Шварцшильда {\displaystyle r_{s}} — совпадает с гравитационным радиусом {\displaystyle r_{g},} вычисленным ранее Лапласом для тела массы {\displaystyle M.}Как видно из приведённой формы метрики, коэффициенты при {\displaystyle t} и {\displaystyle r} ведут себя патологически при {\displaystyle r\rightarrow r_{s}}, где и располагается горизонт событий чёрной дыры Шварцшильда — в такой записи решения Шварцшильда там имеется координатная сингулярность. Эти патологии являются, однако, лишь эффектом выбора координат (подобно тому, как в сферической системе координат при {\displaystyle \theta =0} любое значение {\displaystyle \varphi } описывает одну и ту же точку). Пространство Шварцшильда {\displaystyle {\mathcal {M}}} можно
>>197963835Жиза. Мне 14 лет тогда было, они часа 2 не переселялись. Я вытрусил просто матку и адептов следом за ней.
Я не понимаю, что с засмеялся-обосрался происходит? Байты "твоя мать здохнет" в шапке, какие-то обрезанные мемы, муравьи, еще и шизик постит шакалов. Анон, что за хуйня то?
