Даже при рассмотрении простейшей сети, состоящей всего из двух машин, можно увидеть многие проблемы, присущие любой вычислительной сети, в том числе проблемы, связанные с физической передачей сигналов по линиям связи, без решения которой невозможен любой вид связи.
В вычислительной технике для представления данных используется двоичный код. Внутри компьютера единицам и нулям данных соответствуют дискретные электрические сигналы. Представление данных в виде электрических или оптических сигналов называется кодированием . Существуют различные способы кодирования двоичных цифр 1 и 0, например, потенциальный способ, при котором единице соответствует один уровень напряжения, а нулю - другой, или импульсный способ, когда для представления цифр используются импульсы различной или одной полярности.
В вычислительных сетях применяют как потенциальное, так и импульсное кодирование дискретных данных, а также специфический способ представления данных, который никогда не используется внутри компьютера, - модуляцию (рис. 1.9). При модуляции дискретная информация представляется синусоидальным сигналом той частоты, которую хорошо передает имеющаяся линия связи.
Потенциальное или импульсное кодирование применяется на каналах высокого качества, а модуляция на основе синусоидальных сигналов предпочтительнее в том случае, когда канал вносит сильные искажения в передаваемые сигналы. Обычно модуляция используется в глобальных сетях при передаче данных через аналоговые телефонные каналы связи, которые были разработаны для передачи голоса в аналоговой форме и поэтому плохо подходят для непосредственной передачи импульсов.
Еще одной проблемой, которую нужно решать при передаче сигналов, является проблема взаимной синхронизации передатчика одного компьютера с приемником другого. При организации взаимодействия модулей внутри компьютера эта проблема решается очень просто, так как в этом случае все модули синхронизируются от общего тактового генератора. Проблема синхронизации при связи компьютеров может решаться разными способами, как с помощью обмена специальными тактовыми синхроимпульсами по отдельной линии, так и с помощью периодической синхронизации заранее обусловленными кодами или импульсами характерной формы, отличающейся от формы импульсов данных.
Несмотря на предпринимаемые меры - выбор соответствующей скорости обмена данными, линий связи с определенными характеристиками, способа синхронизации приемника и передатчика, - существует вероятность искажения некоторых бит передаваемых данных. Для повышения надежности передачи данных между компьютерами часто используется стандартный прием - подсчет контрольной суммы и передача ее по линиям связи после каждого байта или после некоторого блока байтов. Часто в протокол обмена данными включается как обязательный элемент сигнал-квитанция, который подтверждает правильность приема данных и посылается от получателя отправителю.
Задачи надежного обмена двоичными сигналами, представленными соответствующими электромагнитными сигналами, в вычислительных сетях решает определенный класс оборудования. В локальных сетях это сетевые адаптеры , а в глобальных сетях - аппаратура передачи данных, к которой относятся, например, устройства, выполняющие модуляцию и демодуляцию дискретных сигналов, - модемы . Это оборудование кодирует и декодирует каждый информационный бит, синхронизирует передачу электромагнитных сигналов по линиям связи, проверяет правильность передачи по контрольной сумме и может выполнять некоторые другие операции. Сетевые адаптеры рассчитаны, как правило, на работу с определенной передающей средой - коаксиальным кабелем, витой парой, оптоволокном и т. п. Каждый тип передающей среды обладает определенными электрическими характеристиками, влияющими на способ использования данной среды, и определяет скорость передачи сигналов, способ их кодирования и некоторые другие параметры.
Все выше перечисленное поможет решить проблемы передачи в вырожденной сети. Т.е. там, где есть только два компьютера.
При объединении в сеть большего числа компьютеров возникает целый комплекс новых проблем.
В первую очередь необходимо выбрать способ организации физических связей, то есть топологию .
Сетевые топологии. Основные понятия(17-18)
Под топологией вычислительной сети понимается конфигурация графа, вершинам которого соответствуют компьютеры сети (иногда и другое оборудование, например концентраторы), а ребрам - физические связи между ними. Компьютеры, подключенные к сети, часто называют станциями или узлами сети.
Заметим, что конфигурация физических связей определяется электрическими соединениями компьютеров между собой и может отличаться от конфигурации логических связей между узлами сети. Логические связи представляют собой маршруты передачи данных между узлами сети и образуются путем соответствующей настройки коммуникационного оборудования.
Выбор топологии электрических связей существенно влияет на многие характеристики сети. Например, наличие резервных связей повышает надежность сети и делает возможным балансирование загрузки отдельных каналов. Простота присоединения новых узлов, свойственная некоторым топологиям, делает сеть легко расширяемой. Экономические соображения часто приводят к выбору топологий, для которых характерна минимальная суммарная длина линий связи. Рассмотрим некоторые, наиболее часто встречающиеся топологии.
Полнозвенная(16)
Полносвязная топология соответствует сети, в которой каждый компьютер сети связан со всеми остальными. Несмотря на логическую простоту, этот вариант оказывается громоздким и неэффективным. Действительно, каждый компьютер в сети должен иметь большое количество коммуникационных портов, достаточное для связи с каждым из остальных компьютеров сети. Для каждой пары компьютеров должна быть выделена отдельная электрическая линия связи. Полносвязные топологии применяются редко, так как не удовлетворяют ни одному из приведенных выше требований. Чаще этот вид топологии используется в многомашинных комплексах или глобальных сетях при небольшом количестве компьютеров.
Все другие варианты основаны на неполносвязных топологиях, когда для обмена данными между двумя компьютерами может потребоваться промежуточная передача данных через другие узлы сети.
Ячеистая(16)
Ячеистая топология (mesh ) получается из полносвязной путем удаления некоторых возможных связей. В сети с ячеистой топологией непосредственно связываются только те компьютеры, между которыми происходит интенсивный обмен данными, а для обмена данными между компьютерами, не соединенными прямыми связями, используются транзитные передачи через промежуточные узлы. Ячеистая топология допускает соединение большого количества компьютеров и характерна, как правило, для глобальных сетей.
Общая шина(17)
Общая шина (рис. 1.10, в) является очень распространенной (а до недавнего времени самой распространенной) топологией для локальных сетей. В этом случае компьютеры подключаются к одному коаксиальному кабелю по схеме «монтажного ИЛИ». Передаваемая информация может распространяться в обе стороны. Применение общей шины снижает стоимость проводки, унифицирует подключение различных модулей, обеспечивает возможность почти мгновенного широковещательного обращения ко всем станциям сети. Таким образом, основными преимуществами такой схемы являются дешевизна и простота разводки кабеля по помещениям. Самый серьезный недостаток общей шины заключается в ее низкой надежности: любой дефект кабеля или какого-нибудь из многочисленных разъемов полностью парализует всю сеть. К сожалению, дефект коаксиального разъема редкостью не является. Другим недостатком общей шины является ее невысокая производительность, так как при таком способе подключения в каждый момент времени только один компьютер может передавать данные в сеть. Поэтому пропускная способность канала связи всегда делится здесь между всеми узлами сети.
Звезда(18)
Топология звезда (рис. 1.10, г). В этом случае каждый компьютер подключается отдельным кабелем к общему устройству, называемому концентратором , который находится в центре сети. В функции концентратора входит направление передаваемой компьютером информации одному или всем остальным компьютерам сети. Главное преимущество этой топологии перед общей шиной - существенно большая надежность. Любые неприятности с кабелем касаются лишь того компьютера, к которому этот кабель присоединен, и только неисправность концентратора может вывести из строя всю сеть. Кроме того, концентратор может играть роль интеллектуального фильтра информации, поступающей от узлов в сеть, и при необходимости блокировать запрещенные администратором передачи.
К недостаткам топологии типа звезда относится более высокая стоимость сетевого оборудования из-за необходимости приобретения концентратора. Кроме того, возможности по наращиванию количества узлов в сети ограничиваются количеством портов концентратора. Иногда имеет смысл строить сеть с использованием нескольких концентраторов, иерархически соединенных между собой связями типа звезда (рис. 1.10,д). В настоящее время иерархическая звезда является самым распространенным типом топологии связей как в локальных, так и глобальных сетях.
Иерархическая топология(17)
Иерархическая топология (hierarchical topology) похожа на расширенную звездообразную топологию. Только в такой сети нет центрального узла. Вместо этого используется магистральный узел (trunk node) , от которого отходят ветви (branches) к другим узлам. Существуют два типа иерархической топологии: бинарное дерево - от каждого узла отходят два соединения; и магистральное дерево - магистральный узел имеет узлы-ветви, от которых отходят каналы к рабочим станциям.
Кольцо(18)
В сетях с кольцевой конфигурацией (рис. 1.10, е) данные передаются по кольцу от одного компьютера к другому, как правило, в одном направлении. Если компьютер распознает данные как «свои», то он копирует их себе во внутренний буфер. В сети с кольцевой топологией необходимо принимать специальные меры, чтобы в случае выхода из строя или отключения какой-либо станции не прервался канал связи между остальными станциями. Кольцо представляет собой очень удобную конфигурацию для организации обратной связи - данные, сделав полный оборот, возвращаются к узлу-источнику. Поэтому этот узел может контролировать процесс доставки данных адресату. Часто это свойство кольца используется для тестирования связности сети и поиска узла, работающего некорректно. Для этого в сеть посылаются специальные тестовые сообщения.
Under the topology of the network refers to the configuration of the graph, whose vertices correspond to the end nodes of the network (such as computers) and communications equipment (eg, routers), and the edges of the physical or informational communication between nodes.
Full mesh
This topology requires communication nodes N N (N-1) / 2 duplex physical links. The advantage of this layout is that it connects each node to each. Thus, in the event of a node failure, there is no malfunction of other nodes in the network based on this topology.
But in practice, this type of topology is not applicable, because it is a very expensive option of building a network.
The cellular topology
This topology is obtained from a full mesh by removing some of the links between nodes. In terms of reliability, this topology is less reliable than the fully connected, but at the same time and cheaper, by reducing redundant links to the organization costs.
This type of topology is often used in the Global (WAN) and metropolitan area networks (MAN). Technologies which employ these types of topologies may be systems like Ethernet and SDH / SONET systems.
Ring topology
In a ring topology, as the name implies, all components are combined into a ring. Data may be transmitted in the ring or in one of the directions, or both at once, depending on the network technology used in each particular case.
This topology is sufficiently reliable, because it provides samorezervirovanie. Each node is connected to two adjacent, and depending on the state of connections transmits data either clockwise or counterclockwise.
As a result, network redundancy is provided by the presence of two data paths from the start node to the end, as well as timely maintenance work on the data network in the event of failure of one node or one of the links.
The star topology
The appearance of a star topology is due to the advent of the telecommunication equipment, such as switches and hubs, which commute data transfer between end nodes on the network.
In this topology, the switch acts as a central hub through which the data transmission between other nodes.
The advantages of this topology are simplicity of data transmission networks, increase the efficiency of use of communication media, the ability to network administration and delimitation of user access to network resources.
The disadvantage is that the switch in this case is a critical point of failure, but in the case of the end-user (do not consider the role of the switch as the main unit, combining other switches) this circumstance is offset by the advantages of this topology.
Hierarchical star, tree
This topology is a common one for building modern data networks. In this case, the switches are combined into the main star, which organizes the main data channels, and depart from her branches, which connect the end-user nodes.
Redundancy in this topology affects only the main canals. This is achieved by an organization mesh topology between the switches or ring topology organization, again between switches.
Размер: px
Начинать показ со страницы:
1 Поиск иерархических звездных систем максимальной кратности Н.А.Скворцов Л.А.Калиниченко Институт проблем информатики ФИЦ ИУ РАН, Москва Д.А.Ковалева О.Ю.Малков Институт астрономии РАН, Москва Аннотация В астрофизике кратных иерархических звездных систем существует противоречие между их максимальной наблюдаемой кратностью (6-7) и теоретическим ограничением на эту величину (до пятисот). Для поиска иерархических систем большой кратности проведен анализ современных каталогов как широких, так и тесных пар. Результатом работы является список объектов кандидатов в звездные системы максимальной кратности, включающий тщательную кросс-идентификацию компонентов систем. Работа проводилась при частичной поддержке РФФИ (гранты,). 1 Введение Проблема кросс-идентификации небесных объектов возникает при работе над практически любыми задачами астрономии, и традиционно решается отдельно для каждого частного случая пересечения астрономических каталогов. Для одиночных объектов эта проблема была осознана и решалась астрономическим сообществом c 80-ых годов прошлого века. Проблема кроссидентификации двойных звезд заметно сложнее. Если для одиночной звезды это, как правило, только две координаты и блеск, то для двойной звезды учитываются координаты и блески главного и второстепенного компонентов, параметры их орбитального движения. Эта проблема обсуждалась астрономическим сообществом с конца 90-х годов прошлого века и была, в общих чертах, решена Труды XVIII Международной конференции DAMDID/RCDL 2016 «Аналитика и управление данными в областях с интенсивным использованием данных», Ершово, октября 2016 авторами статьи при создании Базы данных двойных звезд BDB (РФФИ) . На сегодняшний день BDB единственный ресурс астрономических данных, предоставляющий сведения о двойных звездах всех наблюдательных типов. Наконец, проблема кросс-идентификации объектов более высокой кратности разрабатывалась для ряда частных случаев. Решение этой проблемы в общем виде сталкивается с присутствием в системах одновременно объекты различных наблюдательных типов: изолированных (в эволюционном смысле) звёзд, переменных тесных затменных пар звезд, источников рентгеновского излучения, также указывающих на тесные взаимодействующие пары звезд, и ряда других. Соответственно, увеличивается число используемых для отождествления параметров объектов и особенностей их идентификации. Одной из целей исследования очень кратных (very multiple) систем звёзд является поиск иерархических систем, подтверждающих теоретические обоснования возможности существования систем с определённым количеством уровней подчинённых пар звёзд. Эта проблема рассматривается в данной статье. В разделе 2 описаны сущность теоретических ожиданий существования систем звёзд большой кратности и наблюдаемая картина реальных систем. Для исследования кратных систем в разделе 3 ставится проблема тщательного кроссотождествления систем и их компонентов. 2 Теоретическая и наблюдаемая кратность звездных систем 2.1 Иерархические системы и теоретические ограничения на их кратность Согласно современным представлениям тройная звездная система является динамически стабильной 219
2 только в том случае, если она имеет иерархическую структуру, т.е. состоит из сравнительно тесной пары и удаленного компонента, составляющего с ней более широкую пару. При этом отношение периодов широкой и тесной пар должно превышать некое критическое значение, зависящее от эксцентриситета e внешней орбиты и равное 5 для случая круговой орбиты (для эксцентричных орбит это значение растет пропорционально (1-e) 3) . Удаленный компонент также может представлять собой тесную пару звезд, и тогда данная конфигурация является примером иерархической четырехкратной системы. Аналогично, наличие в такой звездной системе еще более удаленного компонента (третий уровень), орбитальный период которого не менее чем в 5 раз превосходит максимальный из уже имеющихся периодов, обуславливает появление иерархической системы более высокой кратности. Этот компонент также может оказаться двойным и т.д. Следует заметить, что системы, не удовлетворяющие упомянутому выше ограничению на отношение орбитальных периодов, не являются гравитационно устойчивыми и динамически эволюционируют. Такая эволюция может включать сближения, выбросы звезд и заканчивается формированием иерархической системы исходной или меньшей кратности. Считается, что большинство одиночных и двойных звезд образовались как раз благодаря распаду неиерархических кратных систем . Физический размер кратной иерархической системы ограничен сверху приливным влиянием гравитационного поля Галактики и случайными столкновениями с гигантскими молекулярными облаками. В было показано, что число уровней иерархии не может превышать 8-9 (в зависимости от масс компонентов и орбитальным параметров пар). Следовательно, при максимально плотной «упаковке» кратность иерархической звездной системы может достигать значения компонентов. 2.2 Наблюдаемая кратность иерархических систем Одним из наиболее полных источников данных о кратных звездах является Каталог кратных систем MSC . В каталог включены только иерархические (за редким исключением) и физические системы. Физические системы это те, в которых гравитационная связь компонентов подтверждена их орбитальным движением или общим собственным движением (тангенциальным перемещением звезд на небесной сфере). Каталог MSC содержит около 1500 звездных систем кратностью от 3 до 7, причем из двух каталогизированных систем кратности 7 одна, по мнению автора, может являться молодым звездным скоплением (не обязанным демонстрировать иерархию членов). Практическое отсутствие наблюдательных подтверждений существования систем кратности выше шести, которое демонстрирует содержимое каталога MSC, резко контрастирует с теоретическими оценками, приведенными в предыдущем разделе. Для ликвидации этого несоответствия необходимо привлечь дополнительные источники информации. 3 Отождествление кратных звёздных систем 3.1 Каталоги двойных и кратных систем Таблица 1 Основные каталоги визуальных двойных и кратных систем. C количество компонентов, P количество пар, S количество систем, M кратность систем The Washington Double Star Catalog (WDS) Catalogue of Components of Double and Multiple Stars (CCDM) Tycho Double Star Catalogue (TDSC) C, P, S M , Современные каталоги двойных и кратных звезд содержат системы гораздо более высокой кратности, чем семь. Это, прежде всего, WDS , CCDM , TDSC . Сведения о них приведены в Таб. 1. Единицы, приведенные в последней колонке, указывают на (i) наличие в CCDM (некоторого количества) т.н. астрометрических двойных систем, в которых второй компонент не наблюдается напрямую, но своим гравитационным влиянием модулирует собственное движение более яркого компонента, и (ii) на наличие в TDSC (изрядного количества) одиночных звезд, которые авторам каталога не удалось разрешить на подкомпоненты. Нужно также отметить, что формально каталог WDS содержит несколько систем более высокой кратности, чем указано в Таб. 1, однако, они представляют собой либо набор звезд поля около центральной звезды (т.е., так называемые оптические пары, где компоненты располагаются на заметно отличающихся расстояниях, не связаны гравитационно и лишь проецируются в один участок небесной сферы), либо это члены скопления, а не кратные системы. При использовании информации, содержащейся в каталогах из таб. 1. необходимо учесть несколько обстоятельств. Прежде всего, информация в каталогах WDS, CCDM, TDSC достаточно скудна, чтобы можно было делать окончательный вывод о физической связи конкретного компонента с системой (хотя, как будет 220
3 показано ниже, некоторые каталогизированные данные позволяют делать предварительные выводы на этот счет). Ни один из упомянутых выше каталогов не содержит данных обо всех известных звездах этого типа. Каталоги также не свободны от ошибок: дупликации, включения одного и того же объекта (звезды) в разные системы, ошибок абсолютных и относительных координат, ошибок в значениях параметров, ошибок идентификации и других. Это можно проиллюстрировать на примере одной из систем, WDS = CCDM = TDSC Каталоги WDS, CCDM, TDSC содержат для нее сведения о 18, 16 (один из которых не включен в WDS) и 6 компонентах, соответственно, причем обозначения компонентов в системе различны (так, некий компонент имеет в этих трех каталогах обозначения O, S и D). Несколько звезд системы входят в другие каталоги: в одни поодиночке, в другие в паре. Детальный анализ этой системы вскрыл около 20 ошибок в семи различных каталогах и базах данных. 3.2 Алгоритмизация кросс-отождествления кратных систем Проблема идентификации систем звёзд сводится к отождествлению многокомпонентных сущностей среди неоднородных данных из разных источников. Компоненты таких сущностей (систем звёзд) могут быть разных типов, отражая наблюдательные и астрофизические особенности звёздных объектов, входящих в состав систем, и соответственно характеризоваться разными наборами атрибутов (характеристик звёздных объектов), а также могут быть в свою очередь многокомпонентными в некоторых источниках данных. Данные, доступные в наборе астрономических каталогов одиночных или кратных звёзд разных наблюдательных типов, анализируются для выявления одних и тех же компонентов звёздных систем, для их отождествления. Идентифицированные кратные системы рассматриваются как сформированные на основании анализа данных связные графы, вершинами которых являются компоненты систем (либо звёздные объекты неразрешённые на сегодня на подкомпоненты), а дугами рассматриваемые в каталогах пары компонентов от главного к второстепенному. Среди множества данных ряда астрономических каталогов необходимо корректно идентифицировать каждую вершину, каждую дугу и графы систем в целом. Очевидно, что ошибочное отождествление компонентов и пар в системах может повлечь за собой объединение нескольких систем в одну, причисление одиночных звёзд к системам и другие подобные ошибки. Кросс-отождествление компонентов и пар между каталогами представляет определённую проблему: методика, описанная в , неплохо себя показавшая для систем кратности 2-3-4, зачастую пасовала перед системами большей кратности (т.е., в густонаселенных звездных полях) и требует проработки. Предлагаемый ниже подход к кроссотождествления кратных систем основан на прежних методах, но призван исправить его недостатки, а также обеспечить анализ кратных систем с данными перспективных каталогов и потоковых ресурсов, пополняемых в режиме реального времени. Реальные данные каталогов показывают, что при анализе данных для отождествления систем необходимо учитывать целый ряд проблем: различное форматирование данных в разных каталогах; различную семантику атрибутов в записях каталогов (например, координаты объекта в разных каталогах могут означать координаты фотоцентра пары или координаты более яркого из компонентов пары); ошибки ввода в каталогах (например, опечатки в идентификаторах идентифицированных звёзд в каталогах); отсутствующие значения в полях каталогов; изменчивые значения атрибутов (например, изменение блеска и координат между наблюдениями за счёт орбитального движения компонентов); неоднородность структуры комплексных объектов (например, компоненты неиерархической системы могут быть связаны в пары разными способами, а главными в паре сочтены разные компоненты, если они имеют близкие характеристики); присутствие неструктурированных данных (указания в комментариях, полезные для идентификации объектов). Таким образом, в решение задачи кроссотождествления звёздных систем привлекается целый набор подходов к разрешению сущностей и слиянию данных. Используются разные наборы атрибутов и графовые структуры, на основе которых можно оценить идентичность систем и их компонентов. Отождествление может основываться не только на оценке параметров наблюдения и свойств объектов, но и учитывать идентификацию на основе уже идентифицированных объектов . Всякую звёздную идентификацию, присутствующую в оригинальных каталогах в виде идентификаторов, ссылающихся на записи других каталогов, при возможности необходимо проверять с привлечением значений наблюдаемых параметров. Методы должны быть применимы для решения задач отождествления кратных объектов в перспективных каталогах, а значит, ориентироваться не на особенности конкретных каталогов, как часто происходит при решении задач кроссотождествления астрономических наблюдений, а на учёт обобщённых знаний предметной области об определённых типах астрономических объектов, об 221
4 особенностях разных методов их наблюдения, о влиянии характеристик оборудования на результаты наблюдений. Работа по идентификации начинается с компонентов широких (визуальных) кратных систем. Разрешение многокомпонентных графовых сущностей, коими являются кратные звёзды, включает поиск дубликатов всех его составляющих частей во всём используемом наборе источников данных (каталогов и обзоров). Отождествляются друг с другом: вершины (компоненты систем) по атрибутам, а также на основании присутствия отождествлённых дуг и связи через дуги с другими вершинами; дуги (пары компонентов) по атрибутам, а также с учётом отождествлённых вершин; графы (системы звёзд) с учётом отождествлённых вершин и дуг. Визуальные компоненты систем отождествляются, в первую очередь, методами, применяемыми при кросс-отождествлении одиночных звёзд. Для каждого компонента системы составляется множество его вероятных дубликатов во всех рассматриваемых каталогах (в том числе, и обзоров неба, не разделяющих объекты на одиночные или составные). Однозначная идентификация фиксируется при единственном элементе в множестве возможных идентификаций. В множество попадают объекты на основании близости координат с учётом эпох наблюдения и собственного движения, а затем удаляются из множества те объекты, которые не соответствуют известным ограничениям предметной области, если необходимые для проверки данные об объектах присутствуют. Критериями могут являться: близость значений блеска или цвета (при известных фотометрических системах), собственного движения, тригонометрического параллакса, эволюционного статуса, спектральной классификации, и другие. После обозначения множеств возможных идентификаций компонентов систем начинается фаза отождествления визуальных пар, которая должна внести новые критерии для устранения неоднозначностей идентификации. Для пар также составляются множества возможных идентификаций с парами компонентов из разных каталогов. В множество включаются все варианты перебора пар с учётом возможных идентификаций компонентов, составленных на предыдущем этапе. После этого, как и в случае с компонентами, к множествам возможных пар применяются известные ограничения предметной области и удаляются пары, не соответствующие критериям, если присутствуют данные для их проверки. Положение вторичного компонента относительно главного в паре может различаться в различных каталогах из-за орбитального движения или из-за большой разницы собственных движений в случае оптической пары. Блески звезд могут заметно различаться в разных каталогах, если наблюдения проводились в разных фотометрических системах. Физическая переменность звезд также может привести к разным значениям блеска в разных каталогах. Для каждой пары кандидатов на отождествление осуществляется сравнение значений позиционной и фотометрической информации. При этом для каждого атрибута (углового расстояния между компонентами, позиционного угла, блесков компонентов, разности блеска компонентов) по результатам статистического исследования каталогов определяется предельное возможное значение отклонения. Если разность значений атрибута не превышает предельного для этого атрибута значения, это служит критерием для отождествления пары. Помимо этого, в некоторых случаях пару следует отождествлять не с парой другого каталога, а с компонентом. Одна и та же пара близких звезд, в зависимости от их блесков и углового расстояния, может быть каталогизирована при применении оборудования с разным угловым разрешением как один объект (с блеском яркого компонента или с интегральным блеском пары) или как два различимых объекта. Для определения таких ситуаций проводится определение фактического углового разрешения каталога, и в зависимости от него идентификация проводится с компонентом, либо с парой в целом. Существует ряд методов, позволяющих выявлять оптические пары. Указанием на оптическую пару может служить заметная разница в значениях собственных движений компонентов и/или их годичных параллаксов (т.е., расстояний). Еще одним индикатором отсутствия гравитационной связи между компонентами пары, при наличии сравнительно длительного ряда наблюдений, служит линейное (а не орбитальное) относительное движение компонентов. Кроме того, известен статистический метод выявления вероятных оптических пар на основании плотности звездного поля в направлении галактических координат компонентов, блеска вторичного компонента и углового расстояния между компонентами (т.н. метод 1% фильтра ). Выявленные предположительно оптические пары отмечаются специальным флагом. Вообще говоря, могут обнаруживаться звёзды из обзоров неба, которые подходят по параметрам, чтобы быть кандидатами в визуальные двойные, но не входят ни в один каталог двойных. Такие объекты отмечаются как кандидаты на вхождение в известные системы, либо как компоненты для составления новых систем. В множества возможных идентификаций пар добавляются пары с объектами, не входящими в каталоги двойных, но имеющими признаки двойных. Новые кандидаты пар с такими компонентами отмечаются особым флагом. Составляются также правила, связанные с распространёнными ошибками или конфликтами в 222
5 каталогах. Например, разница калибровки блеска в фотометрических системах может быть предположена в случае, если блески объектов в разных каталогах отличаются на одну и ту же величину. Объекты, подходящие по критериям с учётом исправления ошибок, также включаются в множества возможных идентификаций с флагом типа возможной ошибки данных. Однозначная идентификация пар возможна в случае, если после всех проверок в множестве для пары остаётся всего один кандидат на пару с другим каталогом. Такая пара фиксируется как идентифицированная. Пара удаляется из множества кандидатов на пары обоих компонентов. В результате, может появиться однозначная идентификация и для оставшихся пар. Также однозначная идентификация пары влечёт за собой и идентификацию её компонентов, так как участие в единственной возможной паре является существенным признаком идентификации. Идентифицированные компоненты удаляются из множеств возможных идентификаций других компонентов, в результате чего могут появиться новые однозначные идентификации других компонентов и пар. На следующей стадии происходит подключение информации о более тесных системах, являющихся компонентами широких пар, исследованных выше. Эта информация включает данные о двойных/кратных системах следующих наблюдательных типов: интерферометрических, орбитальных, астрометрических, спектроскопических, затменных, рентгеновских, катаклизмических, двойных в радиопульсарах. Принципы отождествления базируются также на позиционной и фотометрической информации, но, вообще говоря, зависят от типа системы. Для каждого типа составляются свои ограничения предметной области, связанные со специфическими параметрами объектов. Также при отождествлении учитывается, что одни и те же пары могут фигурировать в разных каталогах как объекты разных наблюдательных типов. Отождествление систем в целом осуществляется по наличию общих компонентов и пар. В одном участке неба могут находиться несколько систем, не связанных друг с другом, если их графы не связаны. Наконец, на последнем этапе к полученным результатам кросс-отождествления компонентов и пар кратных систем добавляется информация об идентификации этих объектов в основных каталогах одиночных звезд (Bayer/Flamsteed, DM, HD, ОКПЗ, HIP; ссылки). Эти идентификаторы являются общепризнанными и широко используемыми. Однако вопрос о том, какому именно объекту соответствует тот или иной идентификатор, зачастую требует пристального рассмотрения. На данном этапе применяются правила, обнаруживающие разные типы ошибок идентификации. Например, предположение о перепутанных компонентах в паре может генерироваться, если в паре идентификаторы принадлежат разным компонентам в разных каталогах, а блеск компонентов в каталогах отличается на близкую по модулю величину, но с разным знаком. Каждой системе, паре и компоненту назначается особый идентификатор, с которым связываются идентификаторы разных каталогов кратных и одиночных звёзд для формирования общей базы соответствий идентификаторов. Не разрешённые автоматически множества компонентов и пар, а также элементы с установленными флагами новых объектов и разных типов ошибок рассматриваются экспертом. 4 Звездные системы кратностью Поиск физически связанных систем в каталогах визуальных двойных Для окончательного решения проблемы кроссотождествления очень кратных систем, а также для компиляции списка кандидатов в иерархические звездные системы максимальной кратности (и поиска значения этой максимальной кратности) нами была проделана работа по полуавтоматической идентификации систем кратности 6 и выше в каталогах из Таб. 1. Таких систем насчитывается 551, они включают в себя 5746 компонентов. На первом этапе проводилось собственно кроссотождествление компонентов системы в различных каталогах (кросс-отождествление самих систем было успешно осуществлено в , а их анализ приведен в ). При этом, как и ожидалось, был обнаружен ряд ошибок в оригинальных каталогах. Далее, на основании значений каталогизированных параметров, выявлялись и помечались пары (члены систем), являющиеся оптическими. Указанием на оптическую пару может служить заметная разница в значениях собственных движений компонентов и/или их годичных параллаксов (т.е., расстояний). Еще одним индикатором отсутствия гравитационной связи между компонентами пары, при наличии сравнительно длительного ряда наблюдений, служит линейное (а не орбитальное) относительное движение компонентов. Для части систем эта информация включена в основную таблицу каталога WDS, для других должна извлекаться из текстовых примечаний к нему, на основании поиска и извлечения фрагментов текста по ключевым словам. Таким способом, с использованием критериев, связанных с движением компонентов, были обнаружены 1395 пар в 297 системах кратности 6+. Кроме того, статистический метод 1% фильтра позволяет заподозрить в оптической двойственности 2779 пар в 478 системах. Для 882 пар при этом действуют оба индикатора оптической двойственности. Таким образом, число физически связанных компонентов в системах кратностью 6+ оказалось на 223
6 3292 ниже, чем общее количество компонентов, и составило Кратность 6+, после исключения из рассмотрения предположительно оптических компонентов, может быть приписана лишь 101 системе. 4.2 О неразрешенной двойственности компонентов кратных систем Строго говоря, исследуемые системы могут иметь более высокую кратность, поскольку некий компонент системы (наблюдающийся как одиночная звезда) может оказаться, в свою очередь, двойной или кратной системой. Эта «скрытая», фотометрически неразрешенная двойственность может проявляться различными способами. Так, если орбитальная плоскость такой тесной двойной развернута под достаточно большим углом к картинной плоскости, изменение лучевых (радиальных) скоростей компонентов вследствие орбитального движения проявляется в виде смещения спектральных линий компонентов в наблюдаемом спектре (эффект Доплера). Таких двойных (они называются спектроскопическими) на сегодняшний день известно около трех тысяч. В случае же если наклон орбиты к картинной плоскости близок к 90 градусам, один из компонентов может в процессе орбитального движения проходить по диску второго (или затмевать его), что приводит к изменению интегрального блеска системы. Таких (т.н. затменных) систем известно, с разной степенью изученности, от семи до пятнадцати тысяч. Наконец, самые тесные системы могут, вследствие эволюционного расширения одного из компонентов, перейти в стадию обмена веществом между компонентами. При этом «аккретор», если является очень компактным объектом (нейтронной звездой или черной дырой) не в состоянии аккрецировать сразу все вещество, поступающее от «донора». В системе образуется аккреционный диск, являющийся, вследствие градиента скорости вращающегося в нем вещества, источником рентгеновского излучения. Известно около четырехсот таких т.н. рентгеновских двойных. В качестве примера можно привести упомянутую выше систему WDS = CCDM = TDSC Ее кратность увеличивается на четыре, если учесть, что один из ее компонентов представляет собой спектроскопическую двойную, а другой четырехкратную систему, состоящую из двух еще более тесных пар: (i) спектроскопической и (ii) спектроскопической, наблюдаемой одновременно и как затменная. Существует еще несколько менее представительных наблюдательных типов тесных двойных. Нужно отметить, что во всех случаях, перечисленных в этом разделе, наблюдатель имеет дело с одним источником света (т.е. компоненты не наблюдаются по отдельности). Поиск тесных физических пар в кратных системах, наличие которых повышает уровень иерархии системы, проводился несколькими способами. Текстовые примечания к WDS (файл Notes) были разобраны для выделения информации о двойственном характере некоторых неразрешенных звезд, представленных в WDS как компоненты, но являющихся парой. Таким образом внутри систем высокой кратности были обнаружены 1 переменная двойная, 1 спектроскопическая двойная, и 33 тесных пар без указания наблюдательного типа. Кроме того, было проведено сопоставление с данными крупнейших каталогов спектральных двойных звезд (SB9, обнаружено 53 спектроскопических пары), переменных звезд (ОКПЗ, 19 затменных двойных) и орбитальных двойных (ORB6, 36 тесных пар, из которых 16 совпадают с найденными по Notes тесными парами без указания наблюдательного типа). Итого были обнаружены 127 тесных пар, увеличивающих степень иерархии системы, в 92 системах. Дополнительные исследования должны быть проведены для того, чтобы определить в каждом из 35 случаев обнаружения в одной системе двух по-разному проявляющих себя фотометрически неразрешенных пар, разные ли это пары или одна и та же. 5 Заключение Результатом работы является каталог отождествлений компонентов звездных систем высокой кратности, а также список систем, которые могут рассматриваться как иерархические системы наибольшей кратности. Этот последний список требует более тщательного анализа и дополнительных наблюдений. Литература Kovaleva et al. 2015, Astronomy and Computing 11, 119 Malkov et al. 2013, Astronomical and Astrophysical Transactions, 28, 235 Tokovinin A., in Rev. Mex. Astron. Astrof. Conf. Ser., Ed. by C. Allen and C. Scarfe (Instituto de Astronomia, UNAM, Mexico) 21, 7, Larson R.B. The formation of binary stars: IAU Symp , Surdin V. ASP Conf. Ser. 228, 568, Tokovinin A., Astron. Astrophys. Suppl. Ser. 124, 75, Mason B.D., Wycoff G.L., Hartkopf W.I., Douglass G.G., Worley C.E. 2016, VizieR Online Data Catalog: B/wds. Dommanget J., Nys O. 2002, VizieR On-line Data Catalog: I/274. Fabricius C., Hog E., Makarov V., Mason B., Wycoff G., Urban S. 2002, AAp, 384,
7 Isaeva A.A., Kovaleva D.A., Malkov O.Yu. 2015, Baltic Astronomy 24, 157. P. Christen. Data matching: concepts and techniques for record linkage, entity resolution, and duplicate detection. Springer Science & Business Media, ISBN: XX+272 p.; I. Bhattacharya, L. Getoor. Entity resolution in graphs // Mining graph data. D. J. Cook, L. B. Holder (ed.) John Wiley & Sons, С Poveda A., Allen C., Parrao L. 1982, ApJ, 258, 589 Kovaleva D.A., Malkov O.Yu., Yungelson L.R., Chulkov D.A., Gebrehiwot Y.M. 2015, Baltic Astronomy 24, 367 Pourbaix, D., Tokovinin, A.A, Batten, A.H., et al. 2014, VizieR On-line Data Catalog: B/sb9 Samus, N.N., Durlevich, O.V., et al. 2013, VizieR On-line Data Catalog: B/gcvs ORB6: Mason and Hartkopf 2007, IAUS 240, 575 Search for hierarchical stellar systems of maximal multiplicity Nikolay A. Skvortsov, Leonid A. Kalinichenko, Dana A. Kovaleva, Oleg Y. Malkov According to theoretical considerations, multiplicity of hierarchical stellar systems can reach, depending on masses and orbital parameters, several hundreds. On the other hand, observational data confirm an existence of at most septuple systems. We study very multiple (6+) stellar systems from modern catalogues of visual double and multiple stars, trying to find candidates to hierarchical systems among them. Some of their components were found to be binary/multiple themselves that increases system"s degree of multiplicity. Also, to collect all available information on those systems it was first necessary to make a thorough and accurate crossidentification of their components. 225
Разработка каталога идентификации двойных звёзд ILB Н.А. Скворцов Л.А. Калиниченко ФИЦ «Информатика и управление» РАН Москва, Россия А.В. Карчевский Д.А. Ковалева О.Ю. Малков [email protected] Институт астрономии
КРАТНЫЕ ЗВЕЗДЫ Д. А. Ковалева Институт астрономии РАН Кратные звезды достаточно распространенные и интересные для исследователей объекты. Общее происхождение компонентов, иерархическая или неиерархическая
Проблемы обозначения и кросс-идентификации кратных объектов в астрономии Д.А. Ковалева П.В. Кайгородов О.Ю. Малков Институт астрономии РАН, Москва [email protected] [email protected] [email protected] Л.А.Калиниченко
Лекция 5 5. ДВОЙНЫЕ ЗВЕЗДЫ И ЗВЕЗДНЫЕ МАССЫ Очень часто две звезды могут выглядеть близкими друг к другу на небе, хотя в действительности они находятся на существенно разных расстояниях. Такие случайные
ДИНАМИЧЕСКОЕ ИССЛЕДОВАНИЕ ШИРОКИХ ПАР ДВОЙНЫХ ЗВЕЗД В ОКРЕСТНОСТЯХ СОЛНЦА Киселев А.А.,., Романенко Л.Г.,., Шахт Н.А.,., Кияева О.В.,., Грошева Е.А.,., Измайлов И.С. Главная астрономическая обсерватория
Практический тур 11 класс 11 класс XI. 1 ПЛАНЕТА И КОЛЬЦО О.С. Угольников? На графике приведена зависимость блеска Сатурна в небе Земли от времени в течение первых 30 лет XXI века (примерно одного орбитального
База данных двойных звезд (BDB) c П.В. Кайгородов c О.Ю. Малков c Д.А. Ковалева Институт астрономии РАН [email protected] [email protected] [email protected] Аннотация Представлено описание разрабатываемой в
Третья книга из серии «Астрономия и астрофизика» содержит обзор современных представлений о звездах. Рассказано о названиях созвездий и именах звезд, о возможности их наблюдения ночью и днем, об основных
АСТРОФИЗИЧЕСКИЙ БЮЛЛЕТЕНЬ, 2015, том 70, 4, с. 456 468 УДК 524.38-325 ИЗБРАННЫЕ КРАТНЫЕ ЗВЕЗДЫ ПУЛКОВСКОЙ ПРОГРАММЫ 2015 О. В. Кияева 1* 1, 2**, В.В.Орлов 1 Главная (Пулковская) астрономическая обсерватория
АСТРОФИЗИЧЕСКИЙ БЮЛЛЕТЕНЬ, 2008, том 63, 4, с. 384 388 УДК 524.382-352:520.844 ВЫЧИСЛЕННЫЕ ЗВЁЗДНЫЕ ВЕЛИЧИНЫ СПЕКЛ-ИНТЕРФЕРОМЕТРИЧЕСКИХ ДВОЙНЫХ СИСТЕМ c 1, 2* 2008 М. А. Аль-Вардат 1 Dpto. Física Te orica
«Рентгеновский хребет» Галактики: история изучения Природа возникновения так называемого «хребта Галактики» рентгеновского излучения, распределенного вдоль галактической плоскости, долгое время оставалась
Поддержка рентгеновского обзора всего неба обсерватории СРГ в оптическом диапазоне Р. Буренин ИКИ, Москва ГАИШ, 11 марта, 2013 г. Спектр-рентген-гамма (СРГ) АРТ (Россия), ерозита (Германия) ерозита Обзор
ДОКЛАДЫ АКАДЕМИИ НАУК РЕСПУБЛИКИ ТАДЖИКИСТАН 2008, том 51, 2 УДК 524.338 ПЕРЕМЕННОСТЬ БЛЕСКА АК СКОРПИОНА АСТРОФИЗИКА (Представлено академиком АН Республики Таджикистан П.Б.Бабаджановым 14.04.2008 г.)
Гомулина Н.Н. Модель урока «Телескопы и их характеристики. Методы астрофизических исследований. Всеволновая астрономия» Тема. Телескопы и их характеристики. Методы астрофизических исследований. Всеволновая
XX Санкт-Петербургская астрономическая олимпиада теоретический тур, решения 013 16 февраля 9 класс 1. При каких значениях угла наклона орбиты Венеры к эклиптике мы могли бы любоваться прохождением Венеры
Муниципальное бюджетное общеобразовательное учреждение «Озерская средняя школа им. Д. Тарасова» РАБОЧАЯ ПРОГРАММА по астрономии 11 класс Рассмотрено на заседании методического объединения протокол 1 от
МОСКОВСКАЯ ОЛИМПИАДА ШКОЛЬНИКОВ ПО АСТРОНОМИИ. 2017 2018 уч. г. ОЧНЫЙ ЭТАП 10 11 классы СПРАВОЧНЫЕ ДАННЫЕ Основные физические и астрономические постоянные Гравитационная постоянная G = 6,672 10 11 м 3
XXII Санкт-Петербургская астрономическая олимпиада теоретический тур, решения 2015 28 февраля 9 класс 1. Первые успешные попытки измерить расстояние до звезд были предприняты тремя астрономами: В. Струве
Лабораторная работа 5 ИЗУЧЕНИЕ СОБСТВЕННЫХ ДВИЖЕНИЙ ЗВЕЗД Цель работы: в среде электронных таблиц в режиме диаграммы визуализировать собственные движения звезд в заданных областях неба; по полученным изображениям
Решения заданий регионального этапа Всероссийской олимпиады по астрономии. класс. Условие. Две черные дыры по своим размерам (горизонта событий) совпадают с Землей и Луной и обращаются вокруг общего центра
Список ИСПОЛНИТЕЛЕЙ Ю.Н.Парийский (введение, раздел 1, заключение) Т.А. Семенова (Введение, раздел 1, заключение) О.В. Верходанов (Введение, раздел 1, заключение) А.В. Темирова (раздел 1) П.Г. Цыбулев
Фесенко Б.И. СОБЫТИЯ, ПРЕДШЕСТВУЮЩИЕ ПАДЕНИЮ МЕТЕОРОИДА Рассмотрена приближенная статистическая модель эволюции орбиты малого тела, пролетающего время от времени мимо Земли и в то же время не испытывающего
Учебно-методическое обеспечение предмета «Астрономия» в школе 2017 Об организации изучения учебного предмета «Астрономия» Руководителям органов исполнительной власти субъектов РФ, осуществляющих государственное
8-е классы Сколько всего созвездий на небе известно в настоящее время? Способствует ли прогресс в области техники астрономических наблюдений увеличению их количества? Ответ поясните. В каком городе, Перми
Федеральное государственное бюджетное учреждение науки ИНСТИТУТ КОСМИЧЕСКИХ ИССЛЕДОВАНИЙ Российской академии наук Пр-2164 Э. Витриченко, Н. Бондарь, Л. Бычкова, В. Бычков Исследование двух А-звезд, убегающих
Пояснительная записка Рабочая программа по предмету «Астрономия» в 11 классе составлена на основе следующих законодательных и нормативноправовых документов: 1. Федеральный закон от 29.12.2012 273-ФЗ «Об
Решения Московской астрономической олимпиады 2013-14 учебного года. Короткие задачи. 10-11 классы. 1. Телескоп, установленный на широте 45, может наводиться на объекты не ниже 15 над горизонтом. Определите,
АСТРОФИЗИЧЕСКИЙ БЮЛЛЕТЕНЬ, 2010, том 65, 3, с. 264 269 УДК 524.38-323.8:520.844 ОРБИТЫ НОВЫХ ДВОЙНЫХ ЗВЕЗД HIPPARCOS: III c 2010 И.И. Балега, Ю.Ю. Балега, Е.В. Малоголовец Специальнаяастрофизическаяобсерватория,
ВСЕРОССИЙСКАЯ ОЛИМПИАДА ШКОЛЬНИКОВ ПО АСТРОНОМИИ ИНСТРУКЦИЯ по работе жюри Регионального этапа Всероссийской олимпиады школьников по астрономии года Москва Обязанности жюри Регионального этапа Всероссийской
10 класс X/XI.3 НАКЛОННАЯ ЛИНИЯ О.С. Угольников С помощью системы из телескопа и спектрографа с фокусным расстоянием 5 м и разрешением (масштабом) 10 А/мм получен спектр некоторой планеты. Наблюдатель
Задачи теоретического тура Инструкции 1. Вы получите в конверте тексты заданий на английском и родном языке. 2. Вам дается 5 часов для решения 15 коротких (задачи 1-15) и 3 длинных задач. 3. Вы можете
Всероссийская олимпиада школьников по астрономии 16 Региональный этап 1 класс 1 Условие Астроном проводит визуальные наблюдения в телескоп с увеличением 1 крат Определите максимально возможную звездную
Класс. Условие. Спутник, движущийся по круговой экваториальной орбите в направлении вращения планеты, проходит над станцией слежения 5 раз в звездные сутки. Над станцией слежения проходит также спутник,
Цели освоения и краткое описание дисциплины Предметом изучения дисциплины «Введение в астрофизику» являются основные понятия астрофизики, в частности, планеты, звезды, Солнце как ближайшая звезда и Солнечная
Рабочая программа по астрономии для 11 класса составлена на основе - Федерального закона от 29.12.2012г. 273-ФЗ «Об образовании в Российской Федерации»; - Программы курса астрономии для 10 11 классов общеобразовательных
РАСШИРЯЮЩАЯСЯ ВСЕЛЕННАЯ Новые понятия: Крупномасштабная структура Вселенной Возраст Вселенной Однородные изотропные модели Начальная сингулярность Фоновое (реликтовое) излучение Фотометрический парадокс
ТЕОРЕТИЧЕСКИЙ ТУР 9 класс IX. 1 ВОСТОЧНЫЙ ЭКСПРЕСС Поезд движется равномерно на восток со скоростью 50 км/ч. Его пассажиры наблюдают верхнюю кульминацию Луны один раз в сутки в один и тот же момент по
XX Всероссийская олимпиада школьников по астрономии 10 класс X. 1 ЛУНА НАД ВЕСЕННИМ ОРЛОМ 20 марта в Орле в 19 ч 36 м по московскому времени астрономический азимут Луны составляет 0. Чему равна ее высота
10 класс 1 МЕЖДУНАРОДНАЯ КОСМИЧЕСКАЯ СТАНЦИЯ О.С. Угольников Вам предложена фотография пролета Международной космической станции по диску Луны (автор Эд Морана, США, 3 стр. обложки). Изображения МКС сделаны
ТЕОРЕТИЧЕСКИЙ ТУР 9 класс IX/X.1 СИНХРОННЫЕ КУЛЬМИНАЦИИ О.С. Угольников Верхние кульминации двух далеких звезд происходят одновременно, при этом звезды располагаются симметрично относительно зенита. Во
XXIV Всероссийская олимпиада школьников по астрономии Смоленск, 017 г. Практический тур НАД ПОВЕРХНОСТЬЮ МАРСА IX.1 О.С. Угольников Условие. Орбитальная станция обращается вокруг Марса по экваториальной
XXIV Санкт-Петербургская астрономическая олимпиада теоретический тур, решения 2017 5 февраля 9 класс 1. Вспомните «Песню Звездочета» из фильма «Красная Шапочка»:... звезда с звездою говорит. Который час?
СЫРОЙ ЧЕРНОВИК 13.06.2017 Астрономия, 10-11 класс (19+16 = 35 часов) Тематическое планирование Тема урока Приказ 506 Воронцов-Вельяминов Планетарий предлагает: 1 Предмет астрономии (2 часа) 1 Что изучает
МИНИСТЕРСТВО ОБРАЗОВАНИЯ И НАУКИ РОССИЙСКОЙ ФЕДЕРАЦИИ ФЕДЕРАЛЬНОЕ ГОСУДАРСТВЕННОЕ БЮДЖЕТНОЕ УЧРЕЖДЕНИЕ НАУКИ СПЕЦИАЛЬНАЯ АСТРОФИЗИЧЕСКАЯ ОБСЕРВАТОРИЯ РОССИЙСКОЙ АКАДЕМИИ НАУК УТВЕРЖДАЮ 0 января 01 г..
Муниципальное бюджетное общеобразовательное учреждение средняя общеобразовательная школа 4 г. Балтийска Рабочая программа учебного предмета «Астрономия» 10 класс, базовый уровень Балтийск 2017 год 1. Пояснительная
МОСКОВСКАЯ ОЛИМПИАДА ШКОЛЬНИКОВ ПО АСТРОНОМИИ. 2017 2018 уч. г. ОЧНЫЙ ЭТАП 6 7 классы Решения и критерии оценивания Задача 1 Ученикам в школе на Плутоне преподают астрономию. На уроках им выдают учебную
Долгих Елена Николаевна начальник отдела дополнительного образования корпорации «Российский учебник», к.п.н. Нормативные документы Приказ Минобрнауки 506 от 7.06.2017 «О внесении изменений в ФК ГОС» Приказ
А.И.Галеев, И.Ф.Бикмаев, В.В.Шиманский, Н.В.Борисов ОТКРЫТИЕ И КЛАССИФИКАЦИЯ НОВЫХ ПЕРЕМЕННЫХ ЗВЕЗД, ОТКРЫТЫХ ПРИ НАБЛЮДЕНИЯХ НА ТЕЛЕСКОПЕ РTT150 1.5-м телескоп Казанского университета в Турции 1.5-метровый
Задачи и решения к муниципальному этапу Всероссийской олимпиады школьников по астрономии 2017-2018 учебного года Задача 1. 9 класс Параллакс Канопуса (α Киля) равен 10,4 угловых миллисекунды. Найдите расстояние
Теоретическая физика, астрофизика и космология Том 8, N 1, с.1 7, в1, 18.1.1; в, 15 апреля 13 Электрон.: ТФАК: 4488-7 в, 15 апреля 13 ISSN 1991-3117; EISSN 1991-397 13, ЦТФА Все права сохранены DOI: 1.9751/TFAK.4488-7
МИНИСТЕРСТВО ОБРАЗОВАНИЯ И НАУКИ РОССИЙСКОЙ ФЕДЕРАЦИИ ФЕДЕРАЛЬНОЕ ГОСУДАРСТВЕННОЕ БЮДЖЕТНОЕ УЧРЕЖДЕНИЕ НАУКИ СПЕЦИАЛЬНАЯ АСТРОФИЗИЧЕСКАЯ ОБСЕРВАТОРИЯ РОССИЙСКОЙ АКАДЕМИИ НАУК УТВЕРЖДАЮ 20 января 2012 г.
Гравитация и сила времени Яхонтов В.Н. В статьях , представляющих основные положения темпоральной модели пространства, движения и взаимодействия, были обнаружены ошибки, требующие исправления. Данная
10 класс 1. Условие. Астроном проводит визуальные наблюдения в телескоп с увеличением 10 крат. Определите максимально возможную звездную величину самых слабых звезд, которые он может увидеть. 1. Решение.
5 марта 011 год. 65-я Московская астрономическая олимпиада Заключительный этап. Решения. 10-11 классы 1. Предположим, 1 марта наблюдатель видит Солнце восходящим точно в точке востока. В какой точке (при
XIX Санкт-Петербургская астрономическая олимпиада практический тур, решения 2012 11 марта 10 класс К середине XVIII века астрономы смогли определить расстояния в Солнечной системе в относительных единицах.
ОТЗЫВ ОФИЦИАЛЬНОГО ОППОНЕНТА на диссертацию Ситновой Татьяны Михайловны «Разработка не-лтр методов определения фундаментальных параметров и химического состава атмосфер звезд спектральных классов от В
Изв. Крымской Астрофиз. Обс. 113, 1, 83 87 (2017) ИЗВЕСТИЯ КРЫМСКОЙ АСТРОФИЗИЧЕСКОЙ ОБСЕРВАТОРИИ УДК 52-17 Программное обеспечение для потоковой обработки фотометрических наблюдений ФГБУН ""Крымская астрофизическая
Ч Ы / Х Х я. 1 Джордж Хауэрд Хербиг Американский ученый родился 2 января 1920 года в штате Западная Вирджиния. Окончил Калифорнийский Университет в Беркли в 1943, там же и получил степень PhD в 1948
Задания Всероссийской олимпиады школьников по астрономии Задачи (5-6 классы) 1. Венера, Земля, Марс, Юпитер, Сатурн. Найдите лишний объект в этом списке и объясните свой выбор. 2. С каких тел Солнечной
Coordinate Data and Stars Identification in Astrophysical Catalogs Nuriya T. Ashimbaeva, Sternberg Astronomical Institute The aim of our paper is to make high-precision positional stellar catalogs by compiling
Вестник Челябинского государственного университета (84) Физика Вып 4 С 4 5 АСТРОФИЗИКА О В Еретнова М А Эбель ОЦЕНКА ВЕРОЯТНОСТИ ОТКРЫТИЯ КОНТАКТНЫХ ТЕСНЫХ ДВОЙНЫХ ЗВЕЗД ТИПА W UA a Вычислены вероятности
Вся астрофизика за час Сергей Попов ГАИШ МГУ 10 фактов о вселенной 1. Солнце звезда. Расстояния между звездами световые годы. 2. Солнечная система заканчивается там, где заканчивается область, гравитационно
2003 ВЕСТНИК САНКТ-ПЕТЕРБУРГСКОГО УНИВЕРСИТЕТА Сер. 1 Вып. 4 (25) АСТРОНОМИЯ УДК 521:27 В. В. Бобылев, В. В. Витязев, Г. А. Гончаров КИНЕМАТИЧЕСКИЙ АНАЛИЗ ВИЗУАЛЬНО-ДВОЙНЫХ ЗВЕЗД 1. Введение При исследовании
69-я Московская астрономическая олимпиада. 14 февраля 2015 10-11 класс 1. Один год на далекой планете составляет Т=456.789 ее солнечных суток. Одни солнечные сутки на этой планете равны s = 20 земных часов,
Краснов В.Д. Полный закон движения объектов в составе систем планетарного типа Аннотация Существующие законы, описывающие движение планет, не предсказывают и не объясняют наличие наклона плоскости вращения
Эта топология является самой популярной и является основой для функционирования всех современных сетей: и дома, и в офисе. Для соединения узлов сети уже требуется устройство - коммутатор, к которому подключаются все компьютеры сети. Для беспроводной сети таким коммутатором является беспроводная точка доступа.
В зависимости от поколения коммутирующего устройства, сеть может функционировать как в полудуплексном, так и дуплексном режиме. Это связано со следующими технологическими особенностями:
Беспроводная сеть, работающая по технологии WiFi - технологически может функционировать только в полудуплексном режиме с поочерёдным подключением ко всем узлам.
- сеть, использующая пассивный или активный концентратор - принцип действия такой сети похож на принцип действия сети, использующей Шинную топологию. Главное отличие состоит в том, что вместо шины используется коммутатор, который так же пропускает через себя огромное множество пакетов, транслируя их от одного компьютера всем в надежде, что кто-нибудь его примет. Терминаторы в такой сети не используются, т.к. клиентские узлы сети не отражают пакеты, а только могут отправлять "уведомление о получении" отправителю в виде контрольной суммы. В общем говоря, такая сеть функционирует быстрей, чем шина только лишь из-за более высокого качества передающей среды.
Сеть использующая свитч (switch) - это высокоскоростная сеть, в которой роль концентратора выполняет как раз вышеназванное устройство. Разница заключается в том, что в отличие от простого концентратора, свитч создает в памяти временные таблицы соответствия портов с сетевыми адресами, что позволяет свитчу направлять пакеты не всем подряд, а только получателю. Таким образом получается возможность создавать изолированные сессии и передавать данные в режиме Full Duplex (полный дуплекс), что так же позволяет избежать коллизий и существенно ускорить передачу данных между компьютерами и другими сетевыми устройствами. Более того - интеллектуальные управляемые свитчи позволяют разделить сеть на несколько изолированных подсетей, что бывает удобно при организации разделения доступов пользователей сети к различным её сегментам.
Более высокая пропускная способность сети за счет использования проводников более высокого уровня;
- легкая диагностика - всегда легко найти "диверсанта", т.к. достаточно поочерёдно отключить хосты от сети;
- выход из строя одного узла, даже если имеет место повреждение сетевого кабеля, не наносит урон всей сети;
- более дорогое, но, тем не менее, легкое масштабирование - если до основного концентратора далеко тянуть провод, то можно поставить дополнительный концентратор возле самого ближайшего и подключать новых клиентов. Хотя, конечно, тут важно учитывать, для каких целей используется сеть. Если для организации совместного доступа в интернет, то этот вариант вполне разумный, если же в сети используется программа 1С в режиме прямого доступа к файлам базы - то этот метод может быть неприемлем.
