Кто такой л г ивашов. Леонид Ивашов: от «кабинетного генерала» до неудавшегося эксперта

Термин топология сети означает способ соединения компьютеров в сеть. Вы также можете услышать другие названия – структура сети или конфигурация сети (это одно и то же). Кроме того, понятие топологии включает множество правил, которые определяют места размещения компьютеров, способы прокладки кабеля, способы размещения связующего оборудования и многое другое. На сегодняшний день сформировались и устоялись несколько основных топологий. Из них можно отметить “шину ”, “кольцо ” и “звезду ”.

Топология “шина”

Топология шина (или, как ее еще часто называют общая шина или магистраль ) предполагает использование одного кабеля, к которому подсоединены все рабочие станции. Общий кабель используется всеми станциями по очереди. Все сообщения, посылаемые отдельными рабочими станциями, принимаются и прослушиваются всеми остальными компьютерами, подключенными к сети. Из этого потока каждая рабочая станция отбирает адресованные только ей сообщения.

Достоинства топологии “шина”:

  • простота настройки;
  • относительная простота монтажа и дешевизна, если все рабочие станции расположены рядом;
  • выход из строя одной или нескольких рабочих станций никак не отражается на работе всей сети.

Недостатки топологии “шина”:

  • неполадки шины в любом месте (обрыв кабеля, выход из строя сетевого коннектора) приводят к неработоспособности сети;
  • сложность поиска неисправностей;
  • низкая производительность – в каждый момент времени только один компьютер может передавать данные в сеть, с увеличением числа рабочих станций производительность сети падает;
  • плохая масштабируемость – для добавления новых рабочих станций необходимо заменять участки существующей шины.

Именно по топологии “шина” строились локальные сети на коаксиальном кабеле . В этом случае в качестве шины выступали отрезки коаксиального кабеля, соединенные Т-коннекторами. Шина прокладывалась через все помещения и подходила к каждому компьютеру. Боковой вывод Т-коннектора вставлялся в разъем на сетевой карте. Вот как это выглядело:Сейчас такие сети безнадежно устарели и повсюду заменены “звездой” на витой паре, однако оборудование под коаксиальный кабель еще можно увидеть на некоторых предприятиях.

Топология “кольцо”

Кольцо – это топология локальной сети, в которой рабочие станции подключены последовательно друг к другу, образуя замкнутое кольцо. Данные передаются от одной рабочей станции к другой в одном направлении (по кругу). Каждый ПК работает как повторитель, ретранслируя сообщения к следующему ПК, т.е. данные передаются от одного компьютера к другому как бы по эстафете. Если компьютер получает данные, предназначенные для другого компьютера – он передает их дальше по кольцу, в ином случае они дальше не передаются.

Достоинства кольцевой топологии:

  • простота установки;
  • практически полное отсутствие дополнительного оборудования;
  • возможность устойчивой работы без существенного падения скорости передачи данных при интенсивной загрузке сети.

Однако “кольцо” имеет и существенные недостатки:

  • каждая рабочая станция должна активно участвовать в пересылке информации; в случае выхода из строя хотя бы одной из них или обрыва кабеля – работа всей сети останавливается;
  • подключение новой рабочей станции требует краткосрочного выключения сети, поскольку во время установки нового ПК кольцо должно быть разомкнуто;
  • сложность конфигурирования и настройки;
  • сложность поиска неисправностей.

Кольцевая топология сети используется довольно редко. Основное применение она нашла в оптоволоконных сетях стандарта Token Ring.

Топология “звезда”

Звезда – это топология локальной сети, где каждая рабочая станция присоединена к центральному устройству (коммутатору или маршрутизатору). Центральное устройство управляет движением пакетов в сети. Каждый компьютер через сетевую карту подключается к коммутатору отдельным кабелем. При необходимости можно объединить вместе несколько сетей с топологией “звезда” – в результате вы получите конфигурацию сети с древовидной топологией. Древовидная топология распространена в крупных компаниях. Мы не будем ее подробно рассматривать в данной статье.

Топология “звезда” на сегодняшний день стала основной при построении локальных сетей. Это произошло благодаря ее многочисленным достоинствам:

  • выход из строя одной рабочей станции или повреждение ее кабеля не отражается на работе всей сети в целом;
  • отличная масштабируемость: для подключения новой рабочей станции достаточно проложить от коммутатора отдельный кабель;
  • легкий поиск и устранение неисправностей и обрывов в сети;
  • высокая производительность;
  • простота настройки и администрирования;
  • в сеть легко встраивается дополнительное оборудование.

Однако, как и любая топология, “звезда” не лишена недостатков:

  • выход из строя центрального коммутатора обернется неработоспособностью всей сети;
  • дополнительные затраты на сетевое оборудование – устройство, к которому будут подключены все компьютеры сети (коммутатор);
  • число рабочих станций ограничено количеством портов в центральном коммутаторе.

Звезда – самая распространенная топология для проводных и беспроводных сетей. Примером звездообразной топологии является сеть с кабелем типа витая пара, и коммутатором в качестве центрального устройства. Именно такие сети встречаются в большинстве организаций.

Крупные системы гравитационно связанных звёзд называются звёздными скоплениями и галактиками . Звёздные системы не следует путать с планетными системами , состоящими из одной звезды и различных незвездообразных астрономических объектов , таких как планеты или астероиды , которые движутся вокруг общего центра масс .

Кратность звёздной системы ограничена. Невозможно создать долгоживущую систему из трёх, четырёх и более равноправных звёзд. Устойчивыми оказываются только иерархические системы. К примеру, чтобы в тройной системе третий компонент не был выброшен из системы, необходимо чтобы он не приближался ближе чем на 8-10 радиусов к «внутренней» двойной системе. Сам же компонент может быть как одиночной, так и ещё одной двойной звездой .

Двойные звёздные системы

Звёздные системы из двух звёзд называются двойными звёздами , или двойными звёздными системами. При отсутствии приливных эффектов, возмущений от других сил и передачи массы от одной звезды к другой, такая система устойчива, и обе звезды будут неограниченно долго двигаться по эллиптической орбите вокруг центра масс системы (см. Задача двух тел).

Системы с более чем двумя звёздами

Системы с более чем двумя звёздами также возможны: например, звёздное скопление и галактика - виды звёздных систем. Из-за большого размера этих систем, их динамика значительно сложнее, чем у двойной звезды. Однако, также возможно существование звёздных систем с небольшим (но больше двух) количеством звёзд и простой орбитальной динамикой. Эти системы называются кратными звёздными системами , или физически кратными звёздами . Кратная звёздная система, состоящая из трёх звёзд, называется тройной .

Динамическая теория

Теоретически моделирование кратной звёздной системы сложнее, чем двойной, так как рассматриваемая динамическая система (Задача N тел) может проявлять хаотическое поведение. Многие конфигурации небольших групп звёзд оказываются нестабильными, и, в конце концов, одна из звёзд приближается к другой достаточно близко и разгоняется настолько, что покидает систему . Нестабильности можно избежать в системе, которую Эванс называл иерархическими . В иерархической системе звёзды могут быть разделены на две группы, каждая из которых обращается по большой орбите вокруг центра масс системы. Каждая из этих групп должна также быть иерархической. Это означает, что они тоже могут быть разделены на меньшие подгруппы, которые сами являются иерархическими, и т. д.

Тройные звёздные системы

Тройные звёздные системы - наиболее распространённый тип кратных систем. Например, в издании

Звезды всякие нужны, звезды всякие важны… Но разве не все звезды в небе одинаковы? Как ни странно, нет. Звездные системы имеют различное строение и различную классификацию своих компонентов. И даже светило в другой системе может быть не одно. Именно по этому признаку в первую очередь и различают ученые звездные системы галактики.

Прежде чем переходить непосредственно к классификации, стоит уточнить, о чем вообще пойдет речь. Итак, звездные системы - это галактические единицы, состоящие из звезд, вращающихся по установленному пути и связанных между собой гравитационно. Кроме того, тут присутствуют планетные системы, состоящие, в свою очередь, из астероидов и планет. Так, например, очевидный образец звездной системы - Солнечная, привычная нам.

Однако не вся галактика наполнена подобными системами. Звездные системы отличаются в первую очередь кратностью. Понятно, что эта величина весьма ограничена, поскольку длительное время система с тремя и более равноценными звездами существовать не может. Устойчивость может гарантировать только иерархия. Например, чтобы третий звездный компонент не оказался «за воротами», он не должен приближаться к устойчивой двойной системе ближе, чем на 8-10 радиусов. При этом не обязательно, чтобы он был одиночным - это вполне может быть и двойная звезда. В целом, на 100 звезд примерно тридцать - одиночные, сорок семь - двойные, двадцать три - кратные.

Кратные звезды

Не в пример созвездиям, кратные звезды взаимосвязаны обоюдным тяготением, располагаясь, при этом, на небольшом расстоянии друг от друга. Они совместно движутся, вращаясь вокруг своей системы - так называемого барицентра.

Ярким примером является Мицар, известный нам по Стоит обратить внимание на ее «ручку» - ее среднюю звезду. Тут можно заметить более тусклое сияние ее пары. Мицар-Алькор - двойная звезда, разглядеть ее можно без специальных приспособлений. Если же использовать телескоп, станет понятно, Что и сама Мицар- двойна, состоящая из компонентов А и В.

Двойные звезды

Звездные системы, в которых обнаружено два светила, именуются двойными. Такая система будет вполне устойчивой, если отсутствуют приливные эффекты, передача звездами массы и возмущения других сил. При этом светила движутся по эллиптической орбите почти бесконечно, вращаясь вокруг центра масс своей системы.

Визуально-двойные звезды

Те парные звезды, которые можно увидеть в телескоп или даже без приспособлений, принято называть визуально-двойными. Альфа-Центавра, к примеру, именно такая система. Звездное небо богато подобными примерами. Третье светило этой системы - самая ближайшая из всех к нашей собственной - Проксима Центавра. Чаще всего, такие половинки пары различаются по цвету. Так, Антарес имеет красную и зеленую звезду, Альбирео - голубую и оранжевую, Бета Лебедя - желтую и зеленую. Все перечисленные объекты легко наблюдать в линзовый телескоп, что дает возможность специалистам уверенно вычислять координаты светил, их скорость и направление движения.

Спектрально-двойные звезды

Нередко получается так, что одна звезда звездной системы расположена слишком близко к другой. Настолько, что даже самый мощный телескоп не способен уловить их двойственность. В этом случае на помощь приходит спектрометр. При прохождении через прибор свет разлагается на спектр, разграниченный черными линиями. Эти полосы смещаются по мере приближения или удаления светила от наблюдателя. При разложении спектра двойной звезды получается два вида линий, смещающихся при движении обоих компонентов друг вокруг друга. Так, Мицар А и В, Алькор - спектрально-двойные. При этом они еще и объединены в большую систему из шести звезд. Так же визуально-двойные компоненты Кастор - звезда в созвездии Близнецов - являются спектрально-двойными.

Заметно-двойные звезды

Существуют в галактике и другие звездные системы. Например, такие, компоненты которых перемещаются таким образом, что плоскость их орбит близка к лучу зрения наблюдателя с Земли. Это значит, что они заслоняют друг друга, создавая взаимные затмения. Во время каждого из них мы можем наблюдать только одно из светил, при этом уменьшается их суммарный блеск. В случае когда одна из звезд значительно больше, это уменьшение оказывается заметным.

Одна из самых известных заметно-двойных звезд - Алголь из С четкой периодичностью в 69 часов ее яркость падает до третьей величины, но через 7 часов вновь возрастает до второй. Эту звезду часто называют «Подмигивающим дьяволом». Открыта она была еще в 1782 году англичанином Джоном Гудрайком.

С нашей планеты заметно-двойная звезда выглядит как переменная, которая через определенный временной интервал меняет яркость, что совпадает с периодом обращения звезд вокруг друг друга. Такие звезды называю еще заметно-переменными. Кроме них, бывают физически переменные светила - цифеиды, яркость которых регулируется внутренними процессами.

Эволюция двойных звезд

Чаще всего одна из звезд двойной системы является более крупной, быстро проходящей отведенный ей цикл жизни. В то время как вторая звезда остается обычной, ее «половинка» превращается в затем в Самое интересное в такой системе начинается, когда в красного карлика превращается вторая звезда. Белый в этой ситуации притягивает накопившиеся газы расширяющегося «собрата». Порядка 100 тысяч лет достаточно для того, чтобы температура и давление достигли уровня, необходимого для слияния ядер. Газовая оболочка светила взрывается с невероятной силой, в результате чего светимость карлика увеличивается практически в миллион раз. Наблюдатели с Земли называют это рождением новой звезды.

Астрономам случается обнаружить и такие ситуации, когда один из компонентов является обычной звездой, а второй - очень массивной, но невидимой, с допустимым источником мощного рентгеновского излучения. Это дает возможность предположить, что второй компонент является черной дырой - остатками некогда массивной звезды. Тут, по мнению специалистов, происходит следующее: используя мощнейшую гравитацию, притягивает газы звезды. Втягиваясь по спирали с огромной скоростью, они разогреваются, выделяя перед исчезновением в дыре энергию в виде рентгеновского излучения.

Ученые сделали вывод, что мощный доказывает существование черных дыр.

Тройные звездные системы

Солнечная звездная система, как можно видеть, имеет далеко не единственный вариант строения. Кроме одинарной и двойной звезды, в системе можно наблюдать и большее их количество. Динамика таких систем намного сложнее, чем даже у двойной. Однако иногда встречаются звездные системы с небольшим количеством светил (превышающим, однако, две единицы), имеющим довольно простую динамику. Называют такие системы кратными. Если звезд, входящих в системы, три, она имеет название тройной.

Наиболее распространен именно такой вид кратных систем - тройной. Так, еще в 1999 году в каталоге кратных звезд из 728 кратных систем более 550 являются тройными. Соответствуя принципу иерархии состав этих систем таков: две звезды близко расположены, одна сильно удалена.

В теории модель кратной звездной системы намного более сложная, чем двойной, поскольку такая система может показывать хаотическое поведение. Многие подобные скопления оказываются, по факту, очень нестабильными, что приводит к выбрасыванию одной из звезд. Избежать подобного сценария удается только тем системам, звезды в которых расположены по иерархическому принципу. В таких случаях компоненты делятся на две группы, вращающихся вокруг центра масс по большой орбите. Внутри групп так же должна быть четкая иерархия.

Более высокие кратности

Ученым известны звездные системы и с большим количеством компонентов. Так, Скорпион имеет в своем составе больше семи светил.

Так, выяснилось, что не только планеты звездной системы, но и сами системы в галактике не одинаковы. Каждая из них уникальна, различна и крайне интересна. Ученые открывают все большее количество звезд, и возможно, вскоре мы узнаем о существовании разумной жизни не только на нашей собственной планете.

Размер: px

Начинать показ со страницы:

Транскрипт

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



Поделиться: