¿Quién es Lgivashov? Leonid Ivashov: de “general de sillón” a experto fracasado

Término topología de la red Significa una forma de conectar computadoras a una red. Es posible que también escuche otros nombres: estructura de red o configuración de la red (Es lo mismo). Además, el concepto de topología incluye muchas reglas que determinan la ubicación de las computadoras, métodos para tender cables, métodos para colocar equipos de conexión y mucho más. Hasta la fecha, se han formado y establecido varias topologías básicas. De estos, podemos señalar “ neumático”, “anillo" Y " estrella”.

Topología del bus

Topología neumático (o, como a menudo se le llama autobús común o carretera ) implica el uso de un cable al que están conectadas todas las estaciones de trabajo. El cable común es utilizado sucesivamente por todas las estaciones. Todos los mensajes enviados por estaciones de trabajo individuales son recibidos y escuchados por todas las demás computadoras conectadas a la red. De esta secuencia, cada estación de trabajo selecciona los mensajes dirigidos únicamente a ella.

Ventajas de la topología de bus:

• facilidad de configuración;
• relativa facilidad de instalación y bajo costo si todas las estaciones de trabajo están ubicadas cerca;
• El fallo de una o más estaciones de trabajo no afecta de ninguna manera el funcionamiento de toda la red.

Desventajas de la topología de bus:

• los problemas del bus en cualquier lugar (rotura de cable, falla del conector de red) provocan la inoperancia de la red;
• dificultad para solucionar problemas;
• bajo rendimiento: en un momento dado, sólo una computadora puede transmitir datos a la red; a medida que aumenta el número de estaciones de trabajo, el rendimiento de la red disminuye;
• poca escalabilidad: para agregar nuevas estaciones de trabajo es necesario reemplazar secciones del bus existente.

Fue según la topología "bus" sobre la que se construyeron las redes locales. cable coaxial. En este caso, los tramos de cable coaxial conectados mediante conectores en T actuaron como bus. El autobús recorrió todas las habitaciones y se acercó a cada computadora. La clavija lateral del conector en T se insertó en el conector de la tarjeta de red. Esto es lo que parecía: Hoy en día, estas redes están irremediablemente obsoletas y han sido reemplazadas en todas partes por cables de par trenzado en forma de "estrella", pero en algunas empresas todavía se pueden ver equipos para cables coaxiales.

Topología de anillo

Anillo Es una topología de red local en la que las estaciones de trabajo están conectadas en serie entre sí, formando un anillo cerrado. Los datos se transfieren de una estación de trabajo a otra en una dirección (en círculo). Cada PC funciona como un repetidor, transmitiendo mensajes a la siguiente PC, es decir. Los datos se transfieren de una computadora a otra como en una carrera de relevos. Si una computadora recibe datos destinados a otra computadora, los transmite más a lo largo del anillo; de lo contrario, no se transmiten más.

Ventajas de la topología en anillo:

• facilidad de instalación;
• ausencia casi total de equipo adicional;
• Posibilidad de funcionamiento estable sin una caída significativa en la velocidad de transferencia de datos bajo una gran carga de red.

Sin embargo, el "anillo" también tiene importantes desventajas:

• cada estación de trabajo debe participar activamente en la transferencia de información; si al menos uno de ellos falla o el cable se rompe, se detiene el funcionamiento de toda la red;
• conectar una nueva estación de trabajo requiere un apagado breve de la red, ya que el anillo debe estar abierto durante la instalación de una nueva PC;
• complejidad de configuración y configuración;
• Dificultad para solucionar problemas.

La topología de red en anillo se utiliza con bastante poca frecuencia. Encontró su principal aplicación en redes de fibra optica Estándar Token Ring.

Topología de las estrellas

Estrella Es una topología de red local donde cada estación de trabajo está conectada a un dispositivo central (conmutador o enrutador). El dispositivo central controla el movimiento de paquetes en la red. Cada computadora a través de tarjeta de red Se conecta al interruptor con un cable separado. Si es necesario, puede combinar varias redes con una topología en estrella; como resultado, obtendrá una configuración de red con parecido a un árbol topología. La topología de árbol es común en las grandes empresas. No lo consideraremos en detalle en este artículo.

La topología “estrella” hoy se ha convertido en la principal en la construcción. redes locales. Esto sucedió debido a sus muchas ventajas:

• la falla de una estación de trabajo o el daño a su cable no afecta el funcionamiento de toda la red;
• excelente escalabilidad: para conectar una nueva estación de trabajo, basta con tender un cable separado del conmutador;
• fácil solución de problemas e interrupciones de la red;
• alto rendimiento;
• facilidad de configuración y administración;
• Se pueden integrar fácilmente equipos adicionales en la red.

Sin embargo, como cualquier topología, la “estrella” no está exenta de inconvenientes:

• la falla del interruptor central resultará en la inoperabilidad de toda la red;
• costos adicionales por equipo de red: un dispositivo al que se conectarán todas las computadoras de la red (conmutador);
• el número de estaciones de trabajo está limitado por el número de puertos en el conmutador central.

Estrella – la topología más común para redes cableadas e inalámbricas. Un ejemplo de topología en estrella es una red con un cable de par trenzado y un conmutador como dispositivo central. Estas son las redes que se encuentran en la mayoría de las organizaciones.

Los grandes sistemas de estrellas unidas gravitacionalmente se llaman cúmulos de estrellas Y galaxias. Los sistemas estelares no deben confundirse con sistemas planetarios, que consta de una estrella y varias sin forma de estrella. objetos astronómicos, como planetas o asteroides que se mueven por lo común centro de masa.

La multiplicidad del sistema estelar es limitada. Es imposible crear un sistema duradero de tres, cuatro o más estrellas iguales. Sólo los sistemas jerárquicos son estables. Por ejemplo, para que el tercer componente de un sistema triple no sea expulsado del sistema, es necesario que no se acerque a menos de 8-10 radios del sistema binario "interno". El componente en sí puede ser una estrella única o otra estrella doble.

Sistemas estelares binarios

Los sistemas estelares de dos estrellas se llaman estrellas dobles, o sistemas de estrellas dobles. Con ausencia de marea efectos, perturbaciones de otras fuerzas y transmisión masas de una estrella a otra, dicho sistema es estable y ambas estrellas se moverán indefinidamente a lo largo elíptico orbita alrededor centro de masa sistemas (ver Problema de dos cuerpos).

Sistemas con más de dos estrellas.

También son posibles sistemas con más de dos estrellas: p. cúmulo de estrellas Y galaxia- tipos de sistemas estelares. Porque talla grande estos sistemas, sus dinámica mucho más complejo que el de una estrella doble. Sin embargo, también es posible la existencia de sistemas estelares con un número pequeño (pero más de dos) de estrellas y una dinámica orbital simple. Estos sistemas se llaman múltiples sistemas estelares, o físicamente múltiples estrellas . Un sistema estelar múltiple formado por tres estrellas se llama triple.

teoría dinámica

Teóricamente, modelar un sistema estelar múltiple es más difícil que un sistema binario, ya que el que estamos considerando sistema dinámico (problema de N-cuerpos) puede exhibir caótico comportamiento. Muchas configuraciones de pequeños grupos de estrellas se vuelven inestables y, finalmente, una de las estrellas se acerca lo suficiente a otra y acelera lo suficiente como para abandonar el sistema. La inestabilidad se puede evitar en un sistema que Evans llamó jerárquico. En un sistema jerárquico, las estrellas se pueden dividir en dos grupos, cada uno de los cuales gira en una gran órbita alrededor centro de masa sistemas. Cada uno de estos grupos también debe ser jerárquico. Esto significa que también ellos pueden dividirse en subgrupos más pequeños, que a su vez son jerárquicos, etc.

Sistemas estelares triples

Los sistemas de estrellas triples son el tipo más común de sistemas múltiples. Por ejemplo, en la publicación

Se necesitan todo tipo de estrellas, todo tipo de estrellas son importantes... ¿Pero no son todas las estrellas del cielo iguales? Por extraño que parezca, no. Los sistemas estelares tienen diferentes estructuras y diferentes clasificaciones de sus componentes. E incluso puede haber más de una luminaria en otro sistema. Sobre esta base los científicos distinguen principalmente entre los sistemas estelares de una galaxia.

Antes de pasar directamente a la clasificación conviene aclarar de qué hablaremos. Entonces, los sistemas estelares son unidades galácticas que consisten en estrellas que giran a lo largo de una trayectoria determinada y están conectadas gravitacionalmente entre sí. Además, existen sistemas planetarios, que a su vez están formados por asteroides y planetas. Entonces, por ejemplo, un ejemplo obvio de sistema estelar es el Solar, que nos resulta familiar.

Sin embargo, no toda la galaxia está llena de sistemas de este tipo. Los sistemas estelares se diferencian principalmente por su multiplicidad. Es claro que este valor es muy limitado, ya que largo tiempo no puede existir un sistema con tres o más estrellas de igual valor. Sólo la jerarquía puede garantizar la estabilidad. Por ejemplo, para que el tercer componente estelar no termine "fuera de la puerta", no debe acercarse al sistema binario estable a menos de 8-10 radios. Al mismo tiempo, no tiene por qué ser una estrella única: bien podría ser una estrella doble. En general, de cada 100 estrellas, aproximadamente treinta son simples, cuarenta y siete son dobles y veintitrés son múltiples.

Varias estrellas

A diferencia de las constelaciones, varias estrellas están interconectadas por gravedad mutua y se encuentran a poca distancia entre sí. Se mueven juntos, girando alrededor de su sistema, el llamado baricentro.

Un ejemplo sorprendente es Mizar, conocido por su "mango", su estrella central. Aquí puedes ver el brillo más apagado de su par. Mizar Alkor es una estrella doble, puedes verla sin equipo especial. Si utiliza un telescopio, quedará claro que Mizard es un gemelo y consta de los componentes A y B.

estrellas dobles

Los sistemas estelares en los que se descubren dos estrellas se denominan binarios. Un sistema así será completamente estable si no hay efectos de marea, transferencia de masa por parte de las estrellas y perturbaciones de otras fuerzas. En este caso, las estrellas se mueven en una órbita elíptica casi sin fin, girando alrededor del centro de masa de su sistema.

Estrellas dobles visuales

Aquellas estrellas emparejadas que se pueden ver a través de un telescopio o incluso sin equipo se suelen denominar binarias visuales. Alpha Centauri, por ejemplo, es uno de esos sistemas. El cielo estrellado es rico en ejemplos similares. La tercera estrella de este sistema es la más cercana a la nuestra: Próxima Centauri. Muy a menudo, estas mitades de un par difieren en color. Entonces, Antares tiene una estrella roja y verde, Albireo tiene una estrella azul y naranja, Beta Cygni tiene una estrella amarilla y verde. Todos los objetos enumerados son fáciles de observar a través de un telescopio con lentes, lo que permite a los especialistas calcular con seguridad las coordenadas de las luminarias, su velocidad y dirección de movimiento.

Estrellas binarias espectrales

A menudo sucede que una estrella de un sistema estelar está situada demasiado cerca de otra. Tanto es así que ni siquiera el telescopio más potente es capaz de captar su dualidad. En este caso, un espectrómetro viene al rescate. Al pasar por el dispositivo, la luz se descompone en un espectro delimitado por líneas negras. Estas franjas cambian a medida que la estrella se acerca o se aleja del observador. Cuando se descompone el espectro de una estrella binaria, se obtienen dos tipos de líneas, que se desplazan a medida que ambos componentes se mueven uno alrededor del otro. Entonces, Mizar A y B, Alcor son binarios espectrales. Además, también están unidas en un gran sistema de seis estrellas. Además, los componentes binarios visuales Castor, una estrella en la constelación de Géminis, son espectralmente binarios.

Estrellas dobles notables

Hay otros sistemas estelares en la galaxia. Por ejemplo, aquellos cuyos componentes se mueven de tal manera que el plano de sus órbitas está cerca de la línea de visión de un observador desde la Tierra. Esto significa que se oscurecen mutuamente, creando eclipses mutuos. Durante cada uno de ellos podemos observar sólo una de las luminarias, y su brillo total disminuye. En el caso de que una de las estrellas sea mucho más grande, esta disminución es notable.

Una de las estrellas dobles más famosas es Algol. Con una periodicidad clara de 69 horas, su brillo cae a la tercera magnitud, pero después de 7 horas vuelve a aumentar a la segunda magnitud. Esta estrella a menudo se llama el "diablo que guiña el ojo". Fue descubierto en 1782 por el inglés John Goodrike.

Desde nuestro planeta, una estrella doble notable parece una variable que cambia de brillo después de un cierto intervalo de tiempo, que coincide con el período de revolución de las estrellas entre sí. También llamo a estas estrellas notablemente variables. Además de ellos, existen luminarias físicamente variables: las cifeidas, cuyo brillo está regulado por procesos internos.

Evolución de las estrellas dobles

Muy a menudo, una de las estrellas de un sistema binario es más grande y completa rápidamente su ciclo de vida asignado. Mientras que la segunda estrella sigue siendo normal, su “mitad” se convierte en una. Lo más interesante en un sistema de este tipo comienza cuando la segunda estrella se convierte en una enana roja. El blanco en esta situación atrae los gases acumulados de su "compañero" en expansión. Unos 100 mil años son suficientes para que la temperatura y la presión alcancen el nivel necesario para la fusión nuclear. La capa de gas de la estrella explota con una fuerza increíble, como resultado de lo cual la luminosidad de la enana aumenta casi un millón de veces. Los observadores de la Tierra llaman a esto el nacimiento de una nueva estrella.

Los astrónomos también descubren situaciones en las que uno de los componentes es una estrella ordinaria y el segundo es muy masivo, pero invisible, con una fuente aceptable de potente radiación de rayos X. Esto sugiere que el segundo componente es un agujero negro; los restos alguna vez fueron estrella masiva. Aquí, según los expertos, sucede lo siguiente: utilizando una poderosa gravedad, atrae los gases de la estrella. Al retraerse en espiral a una velocidad tremenda, se calientan, liberando energía en forma de rayos X antes de desaparecer en el agujero.

Los científicos han llegado a la conclusión de que un poderoso prueba de la existencia de agujeros negros.

Sistemas estelares triples

El sistema solar, como se puede ver, no es ni mucho menos la única variante estructural. Además de las estrellas simples y dobles, en el sistema se pueden observar más estrellas. La dinámica de tales sistemas es mucho más compleja que incluso la de un sistema doble. Sin embargo, a veces hay sistemas estelares con un número reducido de luminarias (más de dos unidades), que tienen una dinámica bastante simple. Estos sistemas se denominan múltiples. Si en un sistema hay tres estrellas, se le llama triple.

El tipo más común de sistemas múltiples es el triple. Así, allá por 1999, en el catálogo de estrellas múltiples, de 728 sistemas múltiples, más de 550 eran triples. De acuerdo con el principio de jerarquía, la composición de estos sistemas es la siguiente: dos estrellas están ubicadas muy cerca, una está muy distante.

En teoría, el modelo de un sistema estelar múltiple es mucho más complejo que el de un sistema binario, ya que dicho sistema puede exhibir un comportamiento caótico. Muchos de estos cúmulos resultan, de hecho, muy inestables, lo que provoca la expulsión de una de las estrellas. Sólo aquellos sistemas en los que las estrellas se ubican según un principio jerárquico pueden evitar tal escenario. En tales casos, los componentes se dividen en dos grupos, girando alrededor del centro de masa en una gran órbita. También debería haber una jerarquía clara dentro de los grupos.

Múltiplos más altos

Los científicos conocen sistemas estelares con una gran cantidad de componentes. Entonces, Escorpio tiene más de siete luminarias en su composición.

Así, resultó que no sólo los planetas del sistema estelar, sino también los propios sistemas de la galaxia no son iguales. Cada uno de ellos es único, diferente y sumamente interesante. Los científicos están descubriendo cada vez más estrellas y quizás pronto sepamos sobre la existencia de vida inteligente no sólo en nuestro propio planeta.

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Transcripción

1 Búsqueda de sistemas estelares jerárquicos de máxima multiplicidad N.A. Skvortsov L.A. Instituto de Problemas Informáticos Kalinichenko FRC IU RAS, Moscú D.A. Kovaleva O.Yu. Instituto de Astronomía RAS Malkov, Moscú Resumen En la astrofísica de múltiples sistemas estelares jerárquicos existe una contradicción entre sus multiplicidad máxima observada (6-7) y el límite teórico de este valor (hasta quinientos). Para buscar sistemas jerárquicos de alta multiplicidad se llevó a cabo un análisis de catálogos modernos de pares amplios y cercanos. El resultado del trabajo es una lista de objetos candidatos para sistemas estelares de máxima multiplicidad, incluida una identificación cruzada exhaustiva de los componentes del sistema. El trabajo se llevó a cabo con el apoyo parcial de la Fundación Rusa para la Investigación Básica (subvenciones). 1 Introducción El problema de la identificación cruzada de objetos celestes surge cuando se trabaja en casi cualquier problema astronómico, y tradicionalmente se resuelve por separado para cada caso particular de intersección de catálogos astronómicos. Para objetos individuales, este problema ha sido reconocido y resuelto por la comunidad astronómica desde los años 80 del siglo pasado. El problema de la identificación cruzada de estrellas dobles es mucho más complicado. Si para una estrella estas son, por regla general, solo dos coordenadas y magnitudes, entonces para una estrella binaria se tienen en cuenta las coordenadas y magnitudes de los componentes principal y secundario y los parámetros de su movimiento orbital. Este problema ha sido discutido por la comunidad astronómica desde finales de los años 90 del siglo pasado y, en términos generales, fue resuelto. Actas de la XVIII Conferencia Internacional DAMDID/RCDL 2016 “Análisis y gestión de datos en áreas intensivas en datos”, Ershovo, octubre 2016 por los autores del artículo cuando se creó la Base de datos de estrellas dobles BDB (RFBR). Hoy en día, BDB es el único recurso de datos astronómicos que proporciona información sobre estrellas dobles de todos los tipos de observación. Finalmente, el problema de la identificación cruzada de objetos de mayor multiplicidad se desarrolló para varios casos especiales. La solución a este problema en general se enfrenta a la presencia en sistemas de objetos simultáneamente de diferentes tipos de observación: estrellas aisladas (en el sentido evolutivo), pares variables de estrellas eclipsantes cercanas, fuentes de rayos X que también indican pares de estrellas que interactúan estrechamente, y varios otros. En consecuencia, aumenta el número de parámetros de objetos y características de su identificación utilizados para la identificación. Uno de los objetivos del estudio de sistemas estelares muy múltiples es buscar sistemas jerárquicos que confirmen las justificaciones teóricas de la posibilidad de la existencia de sistemas con un cierto número de niveles de pares de estrellas subordinados. Este problema se aborda en este artículo. La sección 2 describe la esencia de las expectativas teóricas sobre la existencia de sistemas estelares de alta multiplicidad y la imagen observada de los sistemas reales. Para estudiar sistemas múltiples, la Sección 3 plantea el problema de identificar cuidadosamente los sistemas y sus componentes. 2 Multiplicidad teórica y observada de sistemas estelares 2.1 Sistemas jerárquicos y restricciones teóricas sobre su multiplicidad Según los conceptos modernos, un sistema estelar triple es dinámicamente estable 219

2 sólo si tiene una estructura jerárquica, es decir consta de un par relativamente cercano y un componente distante que forma con él un par más amplio. En este caso, la relación entre los períodos de los pares anchos y cercanos debe exceder un cierto valor crítico, dependiendo de la excentricidad e de la órbita exterior e igual a 5 para el caso de una órbita circular (para órbitas excéntricas, este valor aumenta en proporción a (1-e) 3). El componente distante también podría ser un par de estrellas cercanas, en cuyo caso la configuración es un ejemplo de un sistema cuádruple jerárquico. Asimismo, la presencia en tal sistema estelar de una componente aún más distante (tercer nivel), cuyo período orbital es al menos 5 veces mayor que el máximo de los períodos existentes, provoca la aparición de un sistema jerárquico de mayor multiplicidad. Este componente también puede ser doble, etc. Cabe señalar que los sistemas que no satisfacen la restricción antes mencionada sobre la proporción de períodos orbitales no son gravitacionalmente estables y evolucionan dinámicamente. Tal evolución puede incluir encuentros, eyecciones estelares y culmina con la formación de un sistema jerárquico de multiplicidad inicial o inferior. Se cree que la mayoría de las estrellas simples y dobles se formaron precisamente debido a la desintegración de sistemas múltiples no jerárquicos. El tamaño físico del sistema jerárquico múltiple está limitado desde arriba por la influencia de las mareas del campo gravitacional de la galaxia y las colisiones aleatorias con nubes moleculares gigantes. Se demostró que el número de niveles jerárquicos no puede exceder de 8 a 9 (dependiendo de las masas de los componentes y de los parámetros orbitales de los pares). En consecuencia, con el “empaquetado” más denso, la multiplicidad del sistema estelar jerárquico puede alcanzar el valor de los componentes. 2.2 Múltiplos observados de sistemas jerárquicos Una de las fuentes más completas de datos sobre estrellas múltiples es el Catálogo de Sistemas Múltiples del MSC. El catálogo incluye sólo sistemas jerárquicos (con raras excepciones) y físicos. Los sistemas físicos son aquellos en los que la conexión gravitacional de los componentes se confirma mediante su movimiento orbital o movimiento propio general (movimiento tangencial de las estrellas en la esfera celeste). El catálogo del MSC contiene alrededor de 1.500 sistemas estelares con multiplicidad de 3 a 7, y de los dos sistemas catalogados con multiplicidad 7, uno, según el autor, puede ser un cúmulo de estrellas joven (no es necesario demostrar una jerarquía de miembros). La virtual ausencia de evidencia observacional de la existencia de sistemas con una multiplicidad superior a seis, que queda demostrada por el contenido del catálogo del MSC, contrasta marcadamente con las estimaciones teóricas dadas en la sección anterior. Para eliminar esta discrepancia es necesario involucrar fuentes adicionales información. 3 Identificación de sistemas estelares múltiples 3.1 Catálogos de sistemas binarios y múltiples Tabla 1 Principales catálogos de sistemas visuales binarios y múltiples. C número de componentes, P número de pares, S número de sistemas, M multiplicidad de sistemas The Washington Double Star Catalog (WDS) Catálogo de componentes de estrellas dobles y múltiples (CCDM) Tycho Double Star Catalog (TDSC) C, P, S M Los catálogos dobles y las estrellas múltiples modernos contienen sistemas con una multiplicidad mucho mayor que siete. Estos son, en primer lugar, WDS, CCDM, TDSC. La información sobre ellos se proporciona en la pestaña. 1. Las unidades dadas en la última columna indican (i) la presencia en CCDM de (una cierta cantidad de) los llamados. sistemas binarios astrométricos en los que el segundo componente no se observa directamente, pero a través de su influencia gravitacional modula el movimiento propio del componente más brillante, y (ii) la presencia en TDSC de (una buena cantidad de) estrellas individuales que los autores del catálogo no pudieron para resolver en subcomponentes. También cabe señalar que formalmente el catálogo WDS contiene varios sistemas de mayor multiplicidad que la indicada en la Tab. 1, sin embargo, se trata de un conjunto de estrellas de campo cerca de la estrella central (es decir, los llamados pares ópticos, en los que los componentes se encuentran a distancias notablemente diferentes, no están conectados gravitacionalmente y solo se proyectan en una parte de la esfera celeste) ), o son miembros de un clúster, no de varios sistemas. Al utilizar la información contenida en los catálogos de la Tab. 1. Deben tenerse en cuenta varias circunstancias. En primer lugar, la información contenida en los catálogos WDS, CCDM, TDSC es lo suficientemente escasa como para llegar a una conclusión final sobre la conexión física de un componente en particular con el sistema (aunque, como será 220

3 se muestra a continuación, algunos datos catalogados nos permiten sacar conclusiones preliminares al respecto). Ninguno de los catálogos mencionados anteriormente contiene datos sobre todas las estrellas conocidas de este tipo. Los catálogos tampoco están exentos de errores: duplicaciones, inclusión de un mismo objeto (estrella) en diferentes sistemas, errores en coordenadas absolutas y relativas, errores en valores de parámetros, errores de identificación, etc. Esto se puede ilustrar con el ejemplo de uno de los sistemas, WDS = CCDM = TDSC. Los catálogos WDS, CCDM, TDSC contienen información sobre 18, 16 (uno de los cuales no está incluido en el WDS) y 6 componentes, respectivamente. y las designaciones de los componentes en el sistema son diferentes (por lo tanto, un determinado componente se denomina O, S y D en estos tres catálogos). Varias estrellas del sistema están incluidas en otros catálogos: algunas solas, otras en parejas. Un análisis detallado de este sistema reveló alrededor de 20 errores en siete catálogos y bases de datos diferentes. 3.2 Algoritmización de la identificación cruzada de múltiples sistemas El problema de identificar sistemas estelares se reduce a identificar entidades multicomponentes entre datos heterogéneos de diferentes fuentes. Los componentes de tales entidades (sistemas estelares) pueden ser diferentes tipos, que refleja las características observacionales y astrofísicas de los objetos estelares que forman parte de los sistemas y, en consecuencia, se caracterizan por diferentes conjuntos de atributos (características de los objetos estelares) y también pueden ser multicomponentes en algunas fuentes de datos. Los datos disponibles en un conjunto de catálogos astronómicos de estrellas únicas o múltiples de diferentes tipos de observación se analizan para identificar los mismos componentes de los sistemas estelares, para su identificación. Los sistemas múltiples identificados se consideran gráficos conectados formados sobre la base del análisis de datos, cuyos vértices son los componentes de los sistemas (u objetos estelares que actualmente no se dividen en subcomponentes), y los arcos son pares de componentes considerados en los catálogos de la principal a la secundaria. Entre la multitud de datos procedentes de numerosos catálogos astronómicos, es necesario identificar correctamente cada vértice, cada arco y las gráficas de los sistemas en su conjunto. Es obvio que la identificación errónea de componentes y pares en sistemas puede llevar a la combinación de varios sistemas en uno, a la atribución de estrellas individuales a los sistemas y a otros errores similares. La identificación cruzada de componentes y pares entre catálogos presenta un cierto problema: la técnica descrita en, que se mostró bien para sistemas de multiplicidad 2-3-4, a menudo cedió ante sistemas de mayor multiplicidad (es decir, en campos estelares densamente poblados). y requiere elaboración. El enfoque de identificación cruzada de múltiples sistemas que se propone a continuación se basa en métodos anteriores, pero tiene como objetivo corregir sus deficiencias, así como proporcionar análisis de múltiples sistemas con datos de catálogos prometedores y recursos de transmisión actualizados en tiempo real. Los datos reales del catálogo muestran que al analizar datos para identificar sistemas, es necesario tener en cuenta una serie de problemas: diferentes formatos de datos en diferentes catálogos; diferente semántica de atributos en las entradas del catálogo (por ejemplo, las coordenadas de un objeto en diferentes catálogos pueden significar las coordenadas del fotocentro del par o las coordenadas del componente más brillante del par); errores de entrada en catálogos (por ejemplo, errores tipográficos en los identificadores de estrellas identificadas en los catálogos); valores faltantes en los campos del directorio; valores de atributos variables (por ejemplo, cambios en el brillo y las coordenadas entre observaciones debido al movimiento orbital de los componentes); heterogeneidad de la estructura de objetos complejos (por ejemplo, los componentes de un sistema no jerárquico se pueden conectar en pares diferentes caminos, y se consideran componentes diferentes como principales de un par si tienen características similares); presencia de datos no estructurados (indicaciones en comentarios útiles para identificar objetos). Por lo tanto, para resolver el problema de la identificación cruzada de sistemas estelares, se requiere un conjunto completo de enfoques para resolver entidades y fusionar datos. Son usados diferentes conjuntos atributos y estructuras gráficas a partir de las cuales se puede evaluar la identidad de los sistemas y sus componentes. La identificación puede basarse no sólo en una evaluación de los parámetros de observación y las propiedades de los objetos, sino también tener en cuenta la identificación basada en objetos ya identificados. Cualquier identificación estelar presente en los catálogos originales en forma de identificadores que hagan referencia a entradas de otros catálogos debe, si es posible, verificarse utilizando los valores de los parámetros observados. Los métodos deberían ser aplicables para resolver problemas de identificación de múltiples objetos en catálogos prometedores, lo que significa que no deberían guiarse por las características de catálogos específicos, como suele ocurrir al resolver problemas de identificación cruzada de observaciones astronómicas, sino teniendo en cuenta conocimiento generalizado del área temática sobre ciertos tipos de objetos astronómicos, alrededor de 221

4 características de diferentes métodos de observación, sobre la influencia de las características del equipo en los resultados de las observaciones. El trabajo de identificación comienza con los componentes de sistemas múltiples amplios (visuales). La resolución de entidades gráficas multicomponentes, que son múltiples estrellas, incluye la búsqueda de duplicados de todas sus partes constituyentes en todo el conjunto de fuentes de datos utilizadas (catálogos y reseñas). Se identifican entre sí: los vértices (componentes del sistema) por atributos, así como en base a la presencia de arcos identificados y conexiones a través de arcos con otros vértices; arcos (pares de componentes) por atributos, además de tener en cuenta los vértices identificados; gráficos (sistemas estelares) teniendo en cuenta los vértices y arcos identificados. Los componentes visuales de los sistemas se identifican, en primer lugar, mediante métodos utilizados en la identificación cruzada de estrellas individuales. Para cada componente del sistema, se compila un conjunto de sus probables duplicados en todos los catálogos considerados (incluidos los estudios del cielo que no separan los objetos en simples o compuestos). Una identificación inequívoca se fija cuando existe un solo elemento en el conjunto de identificaciones posibles. Los objetos se incluyen en el conjunto en función de la proximidad de coordenadas, teniendo en cuenta las épocas de observación y su propio movimiento, y luego aquellos objetos que no cumplen con las restricciones conocidas del área temática se eliminan del conjunto, si los datos sobre los objetos necesarios para la verificación está presente. Los criterios pueden ser: proximidad de valores de brillo o color (con sistemas fotométricos conocidos), movimiento propio, paralaje trigonométrico, estado evolutivo, clasificación espectral y otros. Después de designar los conjuntos de posibles identificaciones de los componentes del sistema, comienza la fase de identificación de pares visuales, que debería introducir nuevos criterios para eliminar ambigüedades en la identificación. Para los pares, también se compilan conjuntos de posibles identificaciones con pares de componentes de diferentes catálogos. El conjunto incluye todas las opciones para buscar pares, teniendo en cuenta posibles identificaciones de componentes compilados en la etapa anterior. Luego, al igual que con los componentes, se aplican restricciones de dominio conocidas a los conjuntos de pares posibles y los pares que no cumplen con los criterios se eliminan si hay datos presentes para validarlos. La posición del componente secundario con respecto al componente principal del par puede diferir en diferentes catálogos debido al movimiento orbital o debido a la gran diferencia en los movimientos propios en el caso de un par óptico. El brillo de las estrellas puede variar notablemente en diferentes catálogos si las observaciones se realizan en diferentes sistemas fotométricos. La variabilidad física de las estrellas también puede provocar diferentes significados brillantina en diferentes catálogos. Para cada par de candidatos de identificación, se comparan los valores de la información posicional y fotométrica. Además, para cada atributo (distancia angular entre componentes, ángulo de posición, brillos de componentes, diferencias de brillo de componentes), según los resultados investigación estadística directorios está determinado por el límite posible significado desviaciones. Si la diferencia en los valores de los atributos no excede el valor límite para este atributo, esto sirve como criterio para identificar el par. Además, en algunos casos un par no debe identificarse con un par de otro directorio, sino con un componente. Un mismo par de estrellas cercanas, dependiendo de sus magnitudes y distancia angular, puede catalogarse utilizando equipos con diferentes resoluciones angulares como un solo objeto (con la magnitud de la componente brillante o con la magnitud integral del par) o como dos objetos distinguibles. Para determinar tales situaciones se determina la resolución angular real del catálogo y, en función de ella, se realiza la identificación con el componente o con el par en su conjunto. Existen varios métodos que le permiten identificar pares ópticos. Una indicación de un par óptico puede ser una diferencia notable en los valores de los movimientos propios de los componentes y/o sus paralajes anuales (es decir, distancias). Otro indicador de la ausencia de conexión gravitacional entre los componentes de un par, en presencia de una serie relativamente larga de observaciones, es el movimiento relativo lineal (y no orbital) de los componentes. Además, existe un método estadístico conocido para identificar pares ópticos probables basado en la densidad del campo estelar en la dirección de las coordenadas galácticas de los componentes, el brillo del componente secundario y la distancia angular entre los componentes (el llamado 1 % método de filtrado). Los pares presumiblemente ópticos identificados están marcados con una bandera especial. En términos generales, es posible que se encuentren estrellas en estudios del cielo que califiquen como candidatas para binarios visuales pero que no estén incluidas en ningún catálogo binario. Dichos objetos se marcan como candidatos para su inclusión en sistemas conocidos o como componentes para componer nuevos sistemas. En el conjunto de posibles identificaciones de pares se añaden pares con objetos que no están incluidos en los catálogos binarios, pero que tienen características de binarios. Los nuevos pares de candidatos con dichos componentes se marcan con una bandera especial. También se elaboran reglas para abordar errores o conflictos comunes en 222

5 catálogos. Por ejemplo, se pueden suponer diferencias en la calibración del brillo en sistemas fotométricos si el brillo de los objetos en diferentes catálogos difiere en la misma cantidad. Los objetos que cumplen con los criterios de corrección de errores también se incluyen en el conjunto de posibles identificaciones con un indicador de posible tipo de error de datos. La identificación inequívoca de pares es posible si después de todas las comprobaciones en el conjunto de un par queda sólo un candidato para un par con otro directorio. Dicha pareja se registra como identificada. El par se elimina del conjunto de pares candidatos de ambos componentes. Como resultado, puede aparecer una identificación inequívoca para los pares restantes. Además, la identificación inequívoca de un par implica la identificación de sus componentes, ya que la participación en el único par posible es característica esencial identificación. Los componentes identificados se eliminan de los conjuntos de posibles identificaciones de otros componentes, lo que puede dar lugar a nuevas identificaciones inequívocas de otros componentes y pares. En la siguiente etapa, se produce información sobre sistemas más cercanos que son componentes de los pares amplios estudiados anteriormente. Esta información incluye datos sobre sistemas binarios/múltiples de los siguientes tipos de observación: interferométricos, orbitales, astrométricos, espectroscópicos, eclipsantes, de rayos X, cataclísmicos y binarios de radiopúlsar. Los principios de identificación también se basan en información posicional y fotométrica, pero, en general, dependen del tipo de sistema. Para cada tipo, se elaboran sus propias restricciones de dominio, asociadas con parámetros de objeto específicos. Además, a la hora de identificar se tiene en cuenta que las mismas parejas pueden aparecer en distintos catálogos como objetos de distintos tipos observacionales. La identificación de sistemas en su conjunto se lleva a cabo mediante la presencia de componentes y pares comunes. En una zona del cielo pueden haber varios sistemas que no están conectados entre sí si sus gráficas no están conectadas. Finalmente, en la última etapa, a los resultados de la identificación cruzada de componentes y pares de estrellas individuales se añade información sobre la identificación de estos objetos en los principales catálogos de estrellas individuales (Bayer/Flamsteed, DM, HD, GCVS, HIP; enlaces). múltiples sistemas. Estos identificadores son generalmente aceptados y utilizados ampliamente. Sin embargo, la cuestión de qué objeto en particular corresponde a un identificador particular a menudo requiere una consideración cuidadosa. En esta etapa se aplican reglas que detectan diferentes tipos de errores de identificación. Por ejemplo, se puede generar una suposición sobre componentes mezclados en un par si los identificadores en el par pertenecen a diferentes componentes en diferentes catálogos, y el brillo de los componentes en los catálogos difiere en un valor cercano en magnitud, pero con signo diferente. A cada sistema, par y componente se le asigna un identificador especial, con el que se asocian los identificadores de diferentes catálogos de estrellas individuales y múltiples para formar una base de datos común de coincidencias de identificadores. Un experto considera los conjuntos de componentes y pares que no se resuelven automáticamente, así como los elementos con banderas para nuevos objetos y diferentes tipos de errores establecidos. 4 Sistemas estelares de multiplicidad Búsqueda de sistemas físicamente relacionados en catálogos de binarios visuales Para finalmente resolver el problema de la identificación cruzada de sistemas muy múltiples, así como compilar una lista de candidatos para sistemas estelares jerárquicos de máxima multiplicidad (y buscar el valor de esta multiplicidad máxima), hemos trabajado en la identificación semiautomática de sistemas de multiplicidad 6 y superiores en los catálogos de Tab. 1. Existen 551 sistemas de este tipo e incluyen 5746 componentes. En la primera etapa, se llevó a cabo la identificación cruzada real de los componentes del sistema en varios catálogos (la identificación cruzada de los propios sistemas se llevó a cabo con éxito y se proporciona su análisis). Al mismo tiempo, como era de esperar, se descubrieron varios errores en los catálogos originales. A continuación, con base en los valores de los parámetros catalogados, se identificaron y marcaron los pares (miembros del sistema) que eran ópticos. Una indicación de un par óptico puede ser una diferencia notable en los valores de los movimientos propios de los componentes y/o sus paralajes anuales (es decir, distancias). Otro indicador de la ausencia de conexión gravitacional entre los componentes de un par, en presencia de una serie relativamente larga de observaciones, es el movimiento relativo lineal (y no orbital) de los componentes. Para algunos sistemas, esta información se incluye en la tabla principal del catálogo WDS, para otros, se debe extraer de las notas de texto, basándose en la búsqueda y extracción de fragmentos de texto utilizando palabras clave. De esta forma, utilizando criterios relacionados con el movimiento de componentes, se descubrieron 1.395 pares en 297 sistemas de multiplicidad 6+. Además, el método estadístico del filtro del 1% nos permite sospechar dualidad óptica en 2779 pares en 478 sistemas. Para 882 pares, ambos indicadores de dualidad óptica están activos. Por lo tanto, el número de componentes conectados físicamente en sistemas con una multiplicidad de 6+ resultó ser 223

6 3292 es inferior al número total de componentes y asciende a una multiplicidad de 6+; después de excluir de la consideración los componentes supuestamente ópticos, se puede atribuir a sólo 101 sistemas. 4.2 Sobre la dualidad no resuelta de los componentes de sistemas múltiples En sentido estricto, los sistemas en estudio pueden tener una multiplicidad mayor, ya que un determinado componente del sistema (observado como una sola estrella) puede, a su vez, resultar binario o múltiple. sistema. Esta dualidad “oculta”, fotométricamente no resuelta, puede manifestarse diferentes caminos. Por lo tanto, si el plano orbital de un binario tan cercano se gira en un ángulo suficientemente grande con respecto al plano del cielo, el cambio en las velocidades radiales de los componentes debido al movimiento orbital se manifiesta en forma de un desplazamiento en las líneas espectrales. de los componentes del espectro observado (efecto Doppler). Hoy en día se conocen alrededor de tres mil binarios de este tipo (se les llama espectroscópicos). Si la inclinación de la órbita con respecto al plano del cielo es cercana a los 90 grados, uno de los componentes puede, durante su movimiento orbital, pasar a lo largo del disco del segundo (o eclipsarlo), lo que conduce a un cambio en la integral. brillo del sistema. Se conocen sistemas de este tipo (los llamados eclipsantes), con distintos grados de estudio, de siete a quince mil. Finalmente, los sistemas más cercanos pueden, debido a la expansión evolutiva de uno de los componentes, entrar en la etapa de intercambio de materia entre los componentes. En este caso, el “acretor”, si es un objeto muy compacto ( estrella neutrón o un agujero negro) no es capaz de acumular toda la materia procedente del “donante” a la vez. En el sistema se forma un disco de acreción que, debido al gradiente de velocidad de la materia que gira en él, es una fuente de radiación de rayos X. Se conocen alrededor de cuatrocientos de estos llamados. La radiografía se duplica. Un ejemplo es el sistema antes mencionado WDS = CCDM = TDSC. Su multiplicidad aumenta en cuatro si tenemos en cuenta que uno de sus componentes es un binario espectroscópico y el otro un sistema cuádruple, formado por dos pares aún más cercanos: (i ) espectroscópico y (ii) espectroscópico, observados simultáneamente y como eclipse. Hay varios otros tipos observacionales menos representativos de binarias cercanas. Cabe señalar que en todos los casos enumerados en esta sección, el observador está tratando con una única fuente de luz (es decir, los componentes no se observan por separado). La búsqueda de pares físicos cercanos en múltiples sistemas, cuya presencia aumenta el nivel de jerarquía del sistema, se llevó a cabo de varias maneras. Las notas de texto del WDS (archivo de notas) se han analizado para resaltar información sobre la naturaleza binaria de algunas estrellas no resueltas que aparecen como componentes en el WDS pero que en realidad son un par. Así, dentro de los sistemas de alta multiplicidad, se descubrieron 1 binario variable, 1 binario espectroscópico y 33 pares cercanos sin indicar el tipo observacional. Además, se realizó una comparación con datos de los mayores catálogos de estrellas binarias espectrales (SB9, 53 pares espectroscópicos descubiertos), estrellas variables (GCHB, 19 binarias eclipsantes) y binarias orbitales (ORB6, 36 pares cercanos, de los cuales 16 coinciden). con los cercanos encontrados en Notas por pares sin indicar el tipo de observación). En total, se descubrieron 127 pares cercanos, aumentando el grado de jerarquía del sistema, en 92 sistemas. Se deben realizar estudios adicionales para determinar en cada uno de los 35 casos de detección en un sistema de dos pares fotométricos no resueltos que se manifiestan de manera diferente, si estos pares son diferentes o iguales. 5 Conclusión El resultado del trabajo es un catálogo de identificaciones de componentes de sistemas estelares de alta multiplicidad, así como una lista de sistemas que pueden considerarse como sistemas jerárquicos de mayor multiplicidad. Esta última lista requiere un análisis más cuidadoso y observaciones adicionales. Referencias Kovaleva et al. 2015, Astronomía y Computación 11, 119 Malkov et al. 2013, Transacciones astronómicas y astrofísicas, 28, 235 Tokovinin A. , en Rev. Méx. Astron. Astrófico. Conf. Ser., Ed. por C. Allen y C. Scarfe (Instituto de Astronomía, UNAM, México) 21, 7, Larson R.B. La formación de estrellas binarias: IAU Symp, Surdin V. ASP Conf. Ser. 228, 568, Tokovinin A., Astron. Astrofia. Supl. Ser. 124, 75, Mason B.D., Wycoff G.L., Hartkopf W.I., Douglass G.G., Worley C.E. 2016, Catálogo de datos en línea de VizieR: B/wds. Dommanget J., Nys O. 2002, Catálogo de datos en línea VizieR: 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, Astronomía del Báltico 24, 157. P. Christen. Coincidencia de datos: conceptos y técnicas para vinculación de registros, resolución de entidades y detección de duplicados. Springer Science & Business Media, ISBN: XX+272 p.; I. Bhattacharya, L. Getoor. Resolución de entidades en gráficos // Minería de datos de gráficos. D. J. Cook, L. B. Holder (ed.) John Wiley & Sons, C 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, AA, Batten, AH, et al. 2014, Catálogo de datos en línea de VizieR: B/sb9 Samus, N.N., Durlevich, O.V., et al. 2013, Catálogo de datos en línea de VizieR: B/gcvs ORB6: Mason y Hartkopf 2007, IAUS 240, 575 Búsqueda de sistemas estelares jerárquicos de multiplicidad máxima Nikolay A. Skvortsov, Leonid A. Kalinichenko, Dana A. Kovaleva, Oleg Y. Malkov Según consideraciones teóricas, la multiplicidad de sistemas estelares jerárquicos puede alcanzar, dependiendo de sus masas y parámetros orbitales, varios cientos. Por otro lado, los datos de observación confirman la existencia de, como máximo, siete sistemas. Estudiamos sistemas estelares muy múltiples (6+) de catálogos modernos de estrellas visuales dobles y múltiples, tratando de encontrar candidatos a sistemas jerárquicos entre ellos. Se encontró que algunos de sus componentes eran binarios/múltiples, lo que aumenta el grado de multiplicidad del sistema. Además, para recopilar toda la información disponible sobre esos sistemas, primero fue necesario hacer una identificación cruzada exhaustiva y precisa de sus componentes.225

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