Qui est Lgivachov ? Leonid Ivashov : de « général de fauteuil » à expert raté

Terme topologie du réseau désigne un moyen de connecter des ordinateurs à un réseau. Vous pouvez également entendre d'autres noms - structure du réseau ou Configuration du réseau (C'est le même). De plus, le concept de topologie comprend de nombreuses règles qui déterminent l'emplacement des ordinateurs, les méthodes de pose des câbles, les méthodes de placement des équipements de connexion, et bien plus encore. À ce jour, plusieurs topologies de base ont été formées et établies. Parmi ceux-ci, on peut noter « pneu”, “anneau" Et " étoile”.

Topologie de bus

Topologie pneu (ou, comme on l'appelle souvent bus commun ou Autoroute ) implique l'utilisation d'un seul câble auquel tous les postes de travail sont connectés. Le câble commun est utilisé tour à tour par toutes les stations. Tous les messages envoyés par les postes de travail individuels sont reçus et écoutés par tous les autres ordinateurs connectés au réseau. A partir de ce flux, chaque poste de travail sélectionne les messages qui lui sont adressés uniquement.

Avantages de la topologie en bus :

  • facilité d'installation;
  • relative facilité d'installation et faible coût si tous les postes de travail sont situés à proximité ;
  • La panne d'un ou plusieurs postes de travail n'affecte en rien le fonctionnement de l'ensemble du réseau.

Inconvénients de la topologie en bus :

  • des problèmes de bus n'importe où (rupture de câble, défaillance du connecteur réseau) conduisent à l'inopérabilité du réseau ;
  • difficulté de dépannage ;
  • faibles performances : à un moment donné, un seul ordinateur peut transmettre des données au réseau ; à mesure que le nombre de postes de travail augmente, les performances du réseau diminuent ;
  • mauvaise évolutivité – pour ajouter de nouveaux postes de travail, il est nécessaire de remplacer des sections du bus existant.

C’est selon la topologie « bus » que les réseaux locaux ont été construits. câble coaxial. Dans ce cas, des sections de câble coaxial reliées par des connecteurs en T faisaient office de bus. Le bus a traversé toutes les pièces et s'est approché de chaque ordinateur. La broche latérale du connecteur en T a été insérée dans le connecteur de la carte réseau. Voici à quoi cela ressemblait : Aujourd'hui, ces réseaux sont désespérément dépassés et ont été remplacés partout par des câbles à paires torsadées « en étoile », mais des équipements pour câbles coaxiaux sont encore visibles dans certaines entreprises.

Topologie en anneau

Anneau est une topologie de réseau local dans laquelle les postes de travail sont connectés en série les uns aux autres, formant un anneau fermé. Les données sont transférées d'un poste de travail à un autre dans un sens (en cercle). Chaque PC fonctionne comme un répéteur, relayant les messages vers le PC suivant, c'est-à-dire les données sont transférées d’un ordinateur à un autre comme lors d’une course de relais. Si un ordinateur reçoit des données destinées à un autre ordinateur, il les transmet plus loin le long de l'anneau ; sinon, elles ne sont pas transmises plus loin.

Avantages de la topologie en anneau :

  • facilité d'installation;
  • absence presque totale d'équipement supplémentaire;
  • Possibilité de fonctionnement stable sans baisse significative de la vitesse de transfert de données sous une forte charge réseau.

Cependant, « l'anneau » présente également des inconvénients importants :

  • chaque poste de travail doit participer activement au transfert d'informations ; si au moins l'un d'entre eux tombe en panne ou si le câble se casse, le fonctionnement de l'ensemble du réseau s'arrête ;
  • la connexion d'un nouveau poste de travail nécessite un arrêt de courte durée du réseau, puisque l'anneau doit être ouvert lors de l'installation d'un nouveau PC ;
  • complexité de la configuration et de l'installation ;
  • Difficulté à dépanner.

La topologie du réseau en anneau est assez rarement utilisée. Il a trouvé sa principale application dans réseaux de fibre optique Norme Token Ring.

Topologie en étoile

Étoile est une topologie de réseau local où chaque poste de travail est connecté à un périphérique central (switch ou routeur). Le périphérique central contrôle le mouvement des paquets dans le réseau. Chaque ordinateur via carte réseau se connecte au commutateur avec un câble séparé. Si nécessaire, vous pouvez combiner plusieurs réseaux avec une topologie en étoile - vous obtiendrez ainsi une configuration réseau avec en forme d'arbre topologie. La topologie arborescente est courante dans les grandes entreprises. Nous ne l'examinerons pas en détail dans cet article.

La topologie « en étoile » est aujourd'hui devenue la principale dans la construction réseaux locaux. Cela est dû à ses nombreux avantages :

  • la panne d'un poste de travail ou l'endommagement de son câble n'affecte pas le fonctionnement de l'ensemble du réseau ;
  • excellente évolutivité : pour connecter un nouveau poste de travail, il suffit de poser un câble séparé du switch ;
  • dépannage facile et interruptions de réseau ;
  • haute performance;
  • facilité de configuration et d'administration ;
  • Des équipements supplémentaires peuvent être facilement intégrés au réseau.

Cependant, comme toute topologie, « l’étoile » n’est pas sans inconvénients :

  • une défaillance du commutateur central entraînera l'inopérabilité de l'ensemble du réseau ;
  • coûts supplémentaires pour l'équipement réseau - un appareil auquel tous les ordinateurs du réseau seront connectés (switch) ;
  • le nombre de postes de travail est limité par le nombre de ports du commutateur central.

Étoile – la topologie la plus courante pour les réseaux filaires et sans fil. Un exemple de topologie en étoile est un réseau avec un câble à paire torsadée et un commutateur comme périphérique central. Ce sont les réseaux que l’on retrouve dans la plupart des organisations.

Les grands systèmes d'étoiles liées gravitationnellement sont appelés amas d'étoiles Et galaxies. Les systèmes stellaires ne doivent pas être confondus avec systèmes planétaires, composé d'une étoile et de divers éléments non étoilés objets astronomiques, tel que planètes ou astéroïdes qui se déplacent dans le commun le centre de masse.

La multiplicité du système stellaire est limitée. Il est impossible de créer un système durable de trois, quatre étoiles égales ou plus. Seuls les systèmes hiérarchiques sont stables. Par exemple, pour que le troisième composant d'un système triple ne soit pas éjecté du système, il est nécessaire qu'il ne s'approche pas à plus de 8 à 10 rayons du système binaire « interne ». Le composant lui-même peut être soit une étoile simple, soit une autre étoile double.

Systèmes d'étoiles binaires

Les systèmes stellaires de deux étoiles sont appelés étoiles doubles, ou systèmes à double étoile. Avec absence marée effets, perturbations dues à d’autres forces et transmission masses d'une étoile à l'autre, un tel système est stable et les deux étoiles se déplaceront indéfiniment le long de leur trajectoire. elliptique orbite autour le centre de masse systèmes (voir Problème à deux corps).

Systèmes avec plus de deux étoiles

Des systèmes avec plus de deux étoiles sont également possibles : par ex. amas d'étoiles Et galaxie- les types de systèmes stellaires. À cause de grande taille ces systèmes, leur dynamique beaucoup plus complexe que celui d'une étoile double. Cependant, l'existence de systèmes stellaires avec un petit (mais plus de deux) nombres d'étoiles et une dynamique orbitale simple est également possible. Ces systèmes sont appelés systèmes stellaires multiples, ou physiquement plusieurs étoiles . Un système à étoiles multiples composé de trois étoiles est appelé tripler.

Théorie dynamique

Théoriquement, la modélisation d'un système à étoiles multiples est plus difficile qu'un système binaire, puisque celui considéré système dynamique (Problème à N corps) peut exposer chaotique comportement. De nombreuses configurations de petits groupes d’étoiles deviennent instables, et finalement l’une des étoiles se rapproche suffisamment d’une autre et accélère suffisamment pour quitter le système. L'instabilité peut être évitée dans un système qu'Evans a appelé hiérarchique. Dans un système hiérarchique, les étoiles peuvent être divisées en deux groupes, chacun tournant sur une grande orbite autour de le centre de masse systèmes. Chacun de ces groupes doit également être hiérarchique. Cela signifie qu’eux aussi peuvent être divisés en sous-groupes plus petits, eux-mêmes hiérarchiques, etc.

Systèmes triple étoile

Les systèmes à trois étoiles sont le type de système multiple le plus courant. Par exemple, dans la publication

Toutes sortes d’étoiles sont nécessaires, toutes sortes d’étoiles sont importantes… Mais toutes les étoiles dans le ciel ne sont-elles pas pareilles ? Bizarrement, non. Les systèmes stellaires ont des structures différentes et des classifications différentes de leurs composants. Et il peut même y avoir plus d’un luminaire dans un autre système. C’est sur cette base que les scientifiques distinguent principalement les systèmes stellaires d’une galaxie.

Avant de passer directement à la classification, il convient de clarifier de quoi nous allons parler. Ainsi, les systèmes stellaires sont des unités galactiques constituées d’étoiles tournant le long d’une trajectoire définie et reliées gravitationnellement les unes aux autres. En outre, il existe des systèmes planétaires, eux-mêmes constitués d’astéroïdes et de planètes. Ainsi, par exemple, un exemple évident de système stellaire est le système solaire, qui nous est familier.

Cependant, la galaxie entière n’est pas dotée de tels systèmes. Les systèmes stellaires diffèrent principalement par leur multiplicité. Il est clair que cette valeur est très limitée, puisque longue durée un système avec trois étoiles ou plus de valeur égale ne peut pas exister. Seule la hiérarchie peut garantir la stabilité. Par exemple, pour que le troisième composant stellaire ne se retrouve pas « en dehors de la porte », il ne doit pas s'approcher du système binaire stable à moins de 8 à 10 rayons. En même temps, il n’est pas nécessaire qu’elle soit simple – il pourrait très bien s’agir d’une étoile double. En général, pour 100 étoiles, environ trente sont simples, quarante-sept doubles et vingt-trois multiples.

Plusieurs étoiles

Contrairement aux constellations, plusieurs étoiles sont interconnectées par gravité mutuelle et sont situées à une courte distance les unes des autres. Ils se déplacent ensemble et tournent autour de leur système – ce qu’on appelle le barycentre.

Un exemple frappant est Mizar, que nous connaissons par sa « poignée » - son étoile centrale. Ici, vous pouvez voir l'éclat plus terne de sa paire. Mizar Alkor est une étoile double, vous pouvez la voir sans équipement spécial. Si vous utilisez un télescope, il deviendra clair que Mizard lui-même est un jumeau composé des composants A et B.

Étoiles doubles

Les systèmes stellaires dans lesquels deux étoiles sont découvertes sont appelés binaires. Un tel système sera complètement stable s'il n'y a pas d'effets de marée, de transfert de masse par les étoiles et de perturbations d'autres forces. Dans ce cas, les étoiles se déplacent sur une orbite elliptique presque sans fin, tournant autour du centre de masse de leur système.

Étoiles doubles visuelles

Les étoiles appariées qui peuvent être vues à travers un télescope ou même sans équipement sont généralement appelées binaires visuelles. Alpha Centauri, par exemple, est exactement un tel système. Le ciel étoilé est riche d’exemples similaires. La troisième étoile de ce système est la plus proche de la nôtre : Proxima Centauri. Le plus souvent, ces moitiés d'une paire diffèrent par la couleur. Ainsi, Antares a une étoile rouge et verte, Albireo a une étoile bleue et orange, Beta Cygni a une étoile jaune et verte. Tous les objets répertoriés sont faciles à observer grâce à un télescope à lentille, ce qui permet aux spécialistes de calculer en toute confiance les coordonnées des luminaires, leur vitesse et leur direction de mouvement.

Étoiles binaires spectrales

Il arrive souvent qu’une étoile d’un système stellaire soit située trop près d’une autre. À tel point que même le télescope le plus puissant est incapable de capturer leur dualité. Dans ce cas, un spectromètre vient à la rescousse. En traversant l’appareil, la lumière se décompose en un spectre délimité par des lignes noires. Ces rayures se déplacent à mesure que l'étoile s'approche ou s'éloigne de l'observateur. Lorsque le spectre d'une étoile binaire est décomposé, deux types de raies sont obtenus, se décalant lorsque les deux composantes se déplacent l'une autour de l'autre. Ainsi, Mizar A et B, Alcor sont des binaires spectraux. De plus, ils sont également réunis en un vaste système de six étoiles. De plus, les composantes binaires visuelles Castor – une étoile de la constellation des Gémeaux – sont spectralement binaires.

Étoiles doubles remarquables

Il existe d'autres systèmes stellaires dans la galaxie. Par exemple, ceux dont les composants se déplacent de telle manière que le plan de leurs orbites est proche de la ligne de mire d'un observateur depuis la Terre. Cela signifie qu’ils s’obscurcissent mutuellement, créant des éclipses mutuelles. Lors de chacune d'elles, on ne peut observer qu'un seul des luminaires, et leur luminosité totale diminue. Dans le cas où l’une des étoiles est beaucoup plus grande, cette diminution est perceptible.

L'une des étoiles doubles visibles les plus célèbres est Algol de Avec une périodicité claire de 69 heures, sa luminosité chute à la troisième magnitude, mais après 7 heures, elle augmente à nouveau jusqu'à la deuxième magnitude. Cette étoile est souvent appelée le « Diable qui fait un clin d’œil ». Il a été découvert en 1782 par l'Anglais John Goodrike.

Depuis notre planète, une étoile double visible ressemble à une variable qui change de luminosité après un certain intervalle de temps, qui coïncide avec la période de révolution des étoiles les unes autour des autres. J'appelle aussi ces étoiles sensiblement variables. En plus d'eux, il existe des luminaires physiquement variables - les cyphéides, dont la luminosité est régulée par des processus internes.

Evolution des étoiles doubles

Le plus souvent, l’une des étoiles d’un système binaire est plus grande et termine rapidement son cycle de vie qui lui est imparti. Alors que la deuxième étoile reste ordinaire, sa « moitié » se transforme alors en une naine rouge. Le plus intéressant dans un tel système commence lorsque la deuxième étoile se transforme en naine rouge. Le blanc dans cette situation attire les gaz accumulés par son « camarade » en expansion. Environ 100 000 ans suffisent pour que la température et la pression atteignent le niveau nécessaire à la fusion nucléaire. La coque gazeuse de l'étoile explose avec une force incroyable, ce qui fait que la luminosité de la naine augmente près d'un million de fois. Les observateurs sur Terre appellent cela la naissance d'une nouvelle étoile.

Les astronomes découvrent également des situations dans lesquelles l'un des composants est une étoile ordinaire et le second est très massif, mais invisible, avec une source acceptable de puissants rayons X. Cela suggère que le deuxième composant est un trou noir - les restes étaient autrefois étoile massive. Ici, selon les experts, ce qui suit se produit : grâce à une puissante gravité, il attire les gaz de l'étoile. Se rétractant en spirale à une vitesse fulgurante, ils s'échauffent, libérant de l'énergie sous forme de rayons X avant de disparaître dans le trou.

Les scientifiques ont conclu que le puissant prouve l'existence des trous noirs.

Systèmes triple étoile

Le système solaire stellaire, comme vous pouvez le constater, est loin d'être la seule variante de structure. En plus des étoiles simples et doubles, un plus grand nombre d’entre elles peuvent être observées dans le système. La dynamique de tels systèmes est bien plus complexe que celle d’un système double. Cependant, il existe parfois des systèmes stellaires avec un petit nombre de luminaires (dépassant cependant deux unités), qui ont une dynamique assez simple. De tels systèmes sont dits multiples. S’il y a trois étoiles dans un système, on l’appelle triple.

Le type de système multiple le plus courant est le système triple. Ainsi, en 1999, dans le catalogue des étoiles multiples, sur 728 systèmes multiples, plus de 550 étaient triples. Conformément au principe de hiérarchie, la composition de ces systèmes est la suivante : deux étoiles sont proches, une est très éloignée.

En théorie, le modèle d’un système à étoiles multiples est beaucoup plus complexe qu’un système binaire, puisqu’un tel système peut présenter un comportement chaotique. Beaucoup de ces amas s'avèrent en fait très instables, ce qui conduit à l'éjection de l'une des étoiles. Seuls les systèmes dans lesquels les étoiles sont situées selon un principe hiérarchique peuvent éviter un tel scénario. Dans de tels cas, les composants sont divisés en deux groupes, tournant autour du centre de masse sur une grande orbite. Il devrait également y avoir une hiérarchie claire au sein des groupes.

Multiples plus élevés

Les scientifiques connaissent des systèmes stellaires comportant un grand nombre de composants. Ainsi, le Scorpion compte plus de sept luminaires dans sa composition.

Ainsi, il s'est avéré que non seulement les planètes du système stellaire, mais aussi les systèmes eux-mêmes dans la galaxie ne sont pas les mêmes. Chacun d’eux est unique, différent et extrêmement intéressant. Les scientifiques découvrent de plus en plus d’étoiles et peut-être apprendrons-nous bientôt l’existence d’une vie intelligente non seulement sur notre propre planète.

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Transcription

1 Recherche de systèmes stellaires hiérarchiques de multiplicité maximale N.A. Skvortsov L.A. Kalinichenko Institut des problèmes informatiques FRC IU RAS, Moscou D.A. Kovaleva O.Yu. Institut d'astronomie Malkov RAS, Moscou Résumé Dans l'astrophysique des systèmes stellaires hiérarchiques multiples, il existe une contradiction entre leur multiplicité maximale observée (6-7) et la limite théorique de cette valeur (jusqu'à cinq cents). Pour rechercher des systèmes hiérarchiques de grande multiplicité, une analyse des catalogues modernes de paires larges et proches a été réalisée. Le résultat de ces travaux est une liste d'objets candidats pour des systèmes stellaires de multiplicité maximale, comprenant une identification croisée approfondie des composants du système. Les travaux ont été réalisés avec le soutien partiel de la Fondation russe pour la recherche fondamentale (subventions). 1 Introduction Le problème de l'identification croisée des objets célestes se pose lorsque l'on travaille sur presque tous les problèmes d'astronomie, et est traditionnellement résolu séparément pour chaque cas particulier d'intersection de catalogues astronomiques. Pour les objets uniques, ce problème a été reconnu et résolu par la communauté astronomique depuis les années 80 du siècle dernier. Le problème de l’identification croisée des étoiles doubles est beaucoup plus compliqué. Si pour une seule étoile, il ne s'agit généralement que de deux coordonnées et magnitudes, alors pour une étoile binaire, les coordonnées et les magnitudes des composantes principales et secondaires et les paramètres de leur mouvement orbital sont pris en compte. Ce problème a été discuté par la communauté astronomique depuis la fin des années 90 du siècle dernier et a été, en termes généraux, résolu dans les actes de la XVIIIe Conférence internationale DAMDID/RCDL 2016 « Analyse et gestion des données dans les domaines à forte intensité de données », Ershovo, octobre 2016 par les auteurs de l'article lors de la création de la Base de données des étoiles doubles BDB (RFBR). Aujourd'hui, BDB est la seule ressource de données astronomiques qui fournit des informations sur les étoiles doubles de tous types d'observation. Enfin, le problème de l'identification croisée d'objets de plus grande multiplicité a été développé pour un certain nombre de cas particuliers. La solution à ce problème en général réside dans la présence dans les systèmes d'objets simultanément de différents types d'observation : des étoiles isolées (au sens évolutif), des paires d'étoiles à éclipses proches et variables, des sources de rayons X qui indiquent également des paires d'étoiles en interaction étroite, et un certain nombre d'autres. En conséquence, le nombre de paramètres d'objets et de caractéristiques de leur identification utilisés pour l'identification augmente. L'un des objectifs de l'étude des systèmes stellaires très multiples est de rechercher des systèmes hiérarchiques confirmant les justifications théoriques de la possibilité de l'existence de systèmes comportant un certain nombre de niveaux de paires d'étoiles subordonnées. Ce problème est abordé dans cet article. La section 2 décrit l'essence des attentes théoriques concernant l'existence de systèmes stellaires à haute multiplicité et l'image observée des systèmes réels. Pour étudier plusieurs systèmes, la section 3 pose le problème de l’identification croisée minutieuse des systèmes et de leurs composants. 2 Multiplicité théorique et observée des systèmes stellaires 2.1 Systèmes hiérarchiques et restrictions théoriques sur leur multiplicité Selon les concepts modernes, un système stellaire triple est dynamiquement stable 219

2 seulement s'il a une structure hiérarchique, c'est-à-dire se compose d’une paire relativement proche et d’un composant distant qui forme avec lui une paire plus large. Dans ce cas, le rapport des périodes de paires larges et proches doit dépasser une certaine valeur critique, fonction de l'excentricité e de l'orbite extérieure et égale à 5 pour le cas d'une orbite circulaire (pour les orbites excentriques, cette valeur augmente en proportion à (1-e) 3). La composante distante pourrait également être une paire d’étoiles proches, auquel cas la configuration est un exemple de système quadruple hiérarchique. De même, la présence dans un tel système stellaire d'une composante encore plus lointaine (troisième niveau), dont la période orbitale est au moins 5 fois supérieure au maximum des périodes existantes, provoque l'apparition d'un système hiérarchique de multiplicité supérieure. Cette composante peut également être double, etc. Il convient de noter que les systèmes qui ne satisfont pas à la restriction mentionnée ci-dessus sur le rapport des périodes orbitales ne sont pas gravitationnellement stables et évoluent dynamiquement. Une telle évolution peut inclure des rencontres, des éjections stellaires et se termine par la formation d'un système hiérarchique de multiplicité initiale ou inférieure. On pense que la plupart des étoiles simples et doubles se sont formées précisément en raison de la désintégration de systèmes multiples non hiérarchiques. La taille physique du système hiérarchique multiple est limitée d'en haut par l'influence des marées du champ gravitationnel de la Galaxie et des collisions aléatoires avec des nuages ​​​​moléculaires géants. Il a été montré que le nombre de niveaux hiérarchiques ne peut excéder 8 à 9 (en fonction des masses des composants et des paramètres orbitaux des paires). Par conséquent, avec le « packing » le plus dense, la multiplicité du système stellaire hiérarchique peut atteindre la valeur de ses composants. 2.2 Multiples observés de systèmes hiérarchiques L'une des sources de données les plus complètes sur plusieurs étoiles est le catalogue MSC de systèmes multiples. Le catalogue ne comprend que des systèmes hiérarchiques (à de rares exceptions près) et physiques. Les systèmes physiques sont ceux dans lesquels la connexion gravitationnelle des composants est confirmée par leur mouvement orbital ou leur mouvement propre général (mouvement tangentiel des étoiles sur la sphère céleste). Le catalogue du MSC contient environ 1 500 systèmes stellaires de multiplicité de 3 à 7, et parmi les deux systèmes catalogués de multiplicité 7, l'un, selon l'auteur, pourrait être un jeune amas d'étoiles (il n'est pas nécessaire de démontrer une hiérarchie de membres). La quasi-absence de preuves observationnelles de l'existence de systèmes avec une multiplicité supérieure à six, démontrée par le contenu du catalogue MSC, contraste fortement avec les estimations théoriques données dans la section précédente. Pour éliminer cet écart, il est nécessaire d'impliquer sources supplémentaires information. 3 Identification des systèmes stellaires multiples 3.1 Catalogues des systèmes binaires et multiples Tableau 1 Principaux catalogues des systèmes visuels binaires et multiples. C nombre de composants, P nombre de paires, S nombre de systèmes, M multiplicité de systèmes The Washington Double Star Catalog (WDS) Catalogue des composants des étoiles doubles et multiples (CCDM) Tycho Double Star Catalog (TDSC) C, P, S M , Les doubles catalogues modernes et les étoiles multiples contiennent des systèmes d'une multiplicité bien supérieure à sept. Il s'agit tout d'abord de WDS, CCDM, TDSC. Des informations les concernant sont données dans le Tab. 1. Les unités indiquées dans la dernière colonne indiquent (i) la présence au CCDM de (une certaine quantité de) ce qu'on appelle. les systèmes binaires astrométriques dans lesquels la deuxième composante n'est pas directement observée, mais, par son influence gravitationnelle, module le mouvement propre de la composante la plus brillante, et (ii) la présence dans TDSC d'une (bonne quantité) d'étoiles uniques que les auteurs du catalogue n'ont pas pu à résoudre en sous-composants. Il convient également de noter que formellement le catalogue WDS contient plusieurs systèmes d'une multiplicité supérieure à celle indiquée dans le Tab. 1, cependant, il s'agit soit d'un ensemble d'étoiles de champ proches de l'étoile centrale (c'est-à-dire ce qu'on appelle des paires optiques, où les composants sont situés à des distances sensiblement différentes, ne sont pas connectés gravitationnellement et ne sont projetés que dans une partie de la sphère céleste). ), ou ils sont membres d'un cluster et non de plusieurs systèmes. Lors de l'utilisation des informations contenues dans les catalogues du Tab. 1. Plusieurs circonstances doivent être prises en compte. Tout d'abord, les informations contenues dans les catalogues WDS, CCDM, TDSC sont suffisamment rares pour tirer une conclusion définitive sur la connexion physique d'un composant particulier avec le système (bien que, comme le seront 220

3 est présentée ci-dessous, certaines données cataloguées nous permettent de tirer des conclusions préliminaires à cet égard). Aucun des catalogues mentionnés ci-dessus ne contient de données sur toutes les étoiles connues de ce type. Les catalogues ne sont pas non plus exempts d'erreurs : duplication, inclusion du même objet (étoile) dans différents systèmes, erreurs de coordonnées absolues et relatives, erreurs de valeurs de paramètres, erreurs d'identification, etc. Ceci peut être illustré par l'exemple de l'un des systèmes, WDS = CCDM = TDSC. Les catalogues WDS, CCDM, TDSC contiennent des informations pour celui-ci sur 18, 16 (dont un n'est pas inclus dans le WDS) et 6 composants, respectivement, et les désignations des composants dans le système sont différentes (ainsi, un certain composant est désigné O, S et D dans ces trois catalogues). Plusieurs étoiles du système figurent dans d'autres catalogues : certaines seules, d'autres par paires. Une analyse détaillée de ce système a révélé une vingtaine d'erreurs dans sept catalogues et bases de données différents. 3.2 Algorithmisation de l'identification croisée de systèmes multiples Le problème de l'identification des systèmes stellaires se résume à identifier des entités multicomposantes parmi des données hétérogènes provenant de différentes sources. Les composants de telles entités (systèmes stellaires) peuvent être différents types, reflétant les caractéristiques observationnelles et astrophysiques des objets stellaires qui font partie des systèmes et sont donc caractérisés par différents ensembles d'attributs (caractéristiques des objets stellaires), et peuvent également être multicomposants dans certaines sources de données. Les données disponibles dans un ensemble de catalogues astronomiques d'étoiles simples ou multiples de différents types d'observation sont analysées pour identifier les mêmes composants des systèmes stellaires, en vue de leur identification. Les systèmes multiples identifiés sont considérés comme des graphiques connectés formés sur la base de l'analyse de données, dont les sommets sont les composants des systèmes (ou les objets stellaires non actuellement résolus en sous-composants), et les arcs sont des paires de composants considérés dans les catalogues du principal au secondaire. Parmi la multitude de données provenant de nombreux catalogues astronomiques, il est nécessaire d'identifier correctement chaque sommet, chaque arc et les graphiques des systèmes dans leur ensemble. Il est évident qu'une identification erronée des composants et des paires dans les systèmes peut conduire à la combinaison de plusieurs systèmes en un seul, à l'attribution d'étoiles uniques aux systèmes et à d'autres erreurs similaires. L'identification croisée de composants et de paires entre catalogues présente un certain problème : la technique décrite dans, qui s'est bien révélée pour des systèmes de multiplicité 2-3-4, cédait souvent aux systèmes de multiplicité plus élevée (c'est-à-dire dans des champs d'étoiles densément peuplés) et nécessite une élaboration. L'approche d'identification croisée de plusieurs systèmes proposée ci-dessous est basée sur les méthodes précédentes, mais vise à corriger ses lacunes, ainsi qu'à fournir une analyse de plusieurs systèmes avec des données provenant de catalogues prometteurs et de ressources de streaming mises à jour en temps réel. Les données réelles des catalogues montrent que lors de l'analyse des données pour identifier les systèmes, il est nécessaire de prendre en compte un certain nombre de problèmes : différents formats de données dans différents catalogues ; sémantique différente des attributs dans les entrées de catalogue (par exemple, les coordonnées d'un objet dans différents catalogues peuvent signifier les coordonnées du photocentre de la paire ou les coordonnées du composant le plus brillant de la paire) ; erreurs de saisie dans les catalogues (par exemple, fautes de frappe dans les identifiants des étoiles identifiées dans les catalogues) ; valeurs manquantes dans les champs du répertoire ; valeurs d'attributs variables (par exemple, changements de luminosité et de coordonnées entre les observations en raison du mouvement orbital des composants) ; hétérogénéité de la structure d'objets complexes (par exemple, les composants d'un système non hiérarchique peuvent être connectés par paires différentes façons, et les différents composants sont considérés comme les principaux d'une paire s'ils ont des caractéristiques similaires) ; présence de données non structurées (indications dans les commentaires utiles à l'identification des objets). Ainsi, pour résoudre le problème de l'identification croisée des systèmes stellaires, tout un ensemble d'approches pour résoudre des entités et fusionner des données est impliqué. Sont utilisés différents ensembles attributs et structures graphiques sur la base desquels l'identité des systèmes et de leurs composants peut être évaluée. L'identification peut être basée non seulement sur une évaluation des paramètres d'observation et des propriétés des objets, mais également prendre en compte une identification basée sur des objets déjà identifiés. Toute identification stellaire présente dans les catalogues originaux sous forme d'identifiants référençant des entrées dans d'autres catalogues doit, si possible, être vérifiée à l'aide des valeurs des paramètres observés. Les méthodes doivent être applicables à la résolution de problèmes d'identification de plusieurs objets dans des catalogues prometteurs, ce qui signifie qu'elles doivent être guidées non pas par les caractéristiques de catalogues spécifiques, comme cela arrive souvent lors de la résolution de problèmes d'identification croisée d'observations astronomiques, mais en prenant en compte connaissance généralisée du domaine de certains types d'objets astronomiques, environ 221

4 caractéristiques des différentes méthodes de leur observation, sur l'influence des caractéristiques des équipements sur les résultats des observations. Le travail d’identification commence par les composants de systèmes multiples (visuels) étendus. La résolution d'entités graphiques à plusieurs composants, qui sont plusieurs étoiles, implique la recherche de doublons de toutes ses parties constitutives dans l'ensemble des sources de données utilisées (catalogues et revues). Les éléments suivants sont identifiés entre eux : les sommets (composants du système) par des attributs, ainsi que sur la base de la présence d'arcs identifiés et de connexions via des arcs avec d'autres sommets ; arcs (paires de composants) par attributs, ainsi que prise en compte des sommets identifiés ; graphiques (systèmes stellaires) prenant en compte les sommets et les arcs identifiés. Les composants visuels des systèmes sont identifiés, tout d'abord, par des méthodes utilisées pour l'identification croisée d'étoiles uniques. Pour chaque composant du système, un ensemble de ses doublons probables est compilé dans tous les catalogues considérés (y compris les relevés du ciel qui ne séparent pas les objets en objets uniques ou composites). Une identification sans ambiguïté est fixée lorsqu'il n'y a qu'un seul élément dans l'ensemble des identifications possibles. Les objets sont inclus dans l'ensemble en fonction de la proximité des coordonnées, en tenant compte des époques d'observation et de leur propre mouvement, puis les objets qui ne respectent pas les restrictions connues du domaine sont supprimés de l'ensemble, si les données sur les objets nécessaires à la vérification est présent. Les critères peuvent être : la proximité des valeurs de brillance ou de couleur (avec des systèmes photométriques connus), le mouvement propre, la parallaxe trigonométrique, l'état évolutif, la classification spectrale, etc. Après avoir désigné les ensembles d'identifications possibles des composants du système, commence la phase d'identification des paires visuelles, qui doit introduire de nouveaux critères pour éliminer les ambiguïtés d'identification. Pour les paires, des ensembles d'identifications possibles sont également compilés avec des paires de composants issus de catalogues différents. L'ensemble comprend toutes les options de recherche de paires, en tenant compte des identifications possibles des composants compilés à l'étape précédente. Ensuite, comme pour les composants, les contraintes de domaine connues sont appliquées aux ensembles de paires possibles et les paires qui ne répondent pas aux critères sont supprimées si des données sont présentes pour les valider. La position du composant secondaire par rapport au composant principal dans la paire peut différer selon les catalogues en raison du mouvement orbital ou de la grande différence de mouvements propres dans le cas d'une paire optique. La luminosité des étoiles peut varier sensiblement dans différents catalogues si les observations ont été effectuées dans différents systèmes photométriques. La variabilité physique des étoiles peut également conduire à différentes significations paillettes dans différents catalogues. Pour chaque paire de candidats à l'identification, les valeurs des informations positionnelles et photométriques sont comparées. De plus, pour chaque attribut (distance angulaire entre les composants, angle de position, brillance des composants, différences de brillance des composants), en fonction des résultats recherche statistique les répertoires sont déterminés par la limite signification possible déviations. Si la différence entre les valeurs d'attribut ne dépasse pas la valeur limite pour cet attribut, cela sert de critère d'identification de la paire. De plus, dans certains cas, une paire ne doit pas être identifiée avec une paire d'un autre répertoire, mais avec un composant. La même paire d'étoiles proches, en fonction de leurs magnitudes et de leur distance angulaire, peut être cataloguée à l'aide d'équipements avec différentes résolutions angulaires comme un seul objet (avec la magnitude de la composante brillante ou avec la magnitude intégrale de la paire) ou comme deux objets distincts. Pour déterminer de telles situations, la résolution angulaire réelle du catalogue est déterminée et, en fonction de celle-ci, l'identification est effectuée avec le composant ou avec la paire dans son ensemble. Il existe un certain nombre de méthodes permettant d'identifier les paires optiques. Une indication d'une paire optique peut être une différence notable dans les valeurs des mouvements propres des composants et/ou de leurs parallaxes annuelles (c'est-à-dire les distances). Un autre indicateur de l’absence de connexion gravitationnelle entre les composants d’une paire, en présence d’une série d’observations relativement longue, est le mouvement relatif linéaire (plutôt qu’orbital) des composants. De plus, il existe une méthode statistique connue pour identifier les paires optiques probables sur la base de la densité du champ stellaire dans la direction des coordonnées galactiques des composants, de la luminosité du composant secondaire et de la distance angulaire entre les composants (la soi-disant 1 % méthode de filtrage). Les paires optiques identifiées sont probablement marquées d'un drapeau spécial. De manière générale, certaines étoiles trouvées dans les relevés du ciel peuvent être considérées comme candidates aux binaires visuels mais ne sont incluses dans aucun catalogue binaire. Ces objets sont marqués comme candidats à l'inclusion dans des systèmes connus ou comme composants pour composer de nouveaux systèmes. Dans l'ensemble des identifications de paires possibles, des paires avec des objets qui ne sont pas inclus dans les catalogues binaires, mais qui ont des caractéristiques de binaires, sont ajoutées. Les nouvelles paires de candidats contenant de tels composants sont marquées d'un drapeau spécial. Des règles sont également établies pour traiter les erreurs ou conflits courants dans 222

5 catalogues. Par exemple, des différences dans l'étalonnage de la luminosité dans les systèmes photométriques peuvent être supposées si les luminosités des objets dans différents catalogues diffèrent du même montant. Les objets qui répondent aux critères de correction d'erreur sont également inclus dans l'ensemble des identifications possibles avec un indicateur de type d'erreur de données possible. L'identification sans ambiguïté des paires est possible si, après toutes les vérifications dans l'ensemble pour une paire, il ne reste qu'un seul candidat pour une paire avec un autre répertoire. Une telle paire est enregistrée comme identifiée. La paire est supprimée de l’ensemble des paires candidates des deux composants. En conséquence, une identification sans ambiguïté peut apparaître pour les paires restantes. Aussi, l'identification sans ambiguïté d'une paire implique l'identification de ses composants, puisque la participation à la seule paire possible est fonctionnalité essentielle identification. Les composants identifiés sont supprimés des ensembles d'identifications possibles d'autres composants, ce qui peut entraîner de nouvelles identifications sans ambiguïté d'autres composants et paires. À l'étape suivante, des informations sur les systèmes plus proches qui sont des composants des grandes paires étudiées ci-dessus apparaissent. Ces informations comprennent des données sur les systèmes binaires/multiples des types d'observation suivants : binaires interférométriques, orbitaux, astrométriques, spectroscopiques, à éclipses, à rayons X, cataclysmiques et radio-pulsar. Les principes d'identification reposent également sur des informations de position et photométriques, mais dépendent généralement du type de système. Pour chaque type, ses propres restrictions de domaine sont établies, associées à des paramètres d'objet spécifiques. De plus, lors de l'identification, il est pris en compte que les mêmes paires peuvent apparaître dans différents catalogues en tant qu'objets de différents types d'observation. L'identification des systèmes dans leur ensemble s'effectue par la présence de composants et de paires communs. Dans une zone du ciel, il peut y avoir plusieurs systèmes qui ne sont pas connectés les uns aux autres si leurs graphiques ne sont pas connectés. Enfin, dans une dernière étape, des informations sur l'identification de ces objets dans les principaux catalogues d'étoiles uniques (Bayer/Flamsteed, DM, HD, GCVS, HIP ; liens) sont ajoutées aux résultats d'identification croisée de composants et de paires de plusieurs systèmes. Ces identifiants sont généralement acceptés et largement utilisés. Cependant, la question de savoir quel objet particulier correspond à un identifiant particulier nécessite souvent un examen attentif. À ce stade, des règles sont appliquées pour détecter différents types d'erreurs d'identification. Par exemple, une hypothèse concernant des composants mélangés dans une paire peut être générée si les identifiants de la paire appartiennent à différents composants dans différents catalogues et que la luminosité des composants dans les catalogues diffère d'une valeur proche en ampleur, mais avec signe différent. Chaque système, paire et composant se voit attribuer un identifiant spécial, auquel les identifiants de différents catalogues d'étoiles multiples et simples sont associés pour former une base de données commune de correspondances d'identifiants. Les ensembles de composants et de paires qui ne sont pas automatiquement résolus, ainsi que les éléments avec des indicateurs pour de nouveaux objets et différents types d'erreurs, sont examinés par un expert. 4 Systèmes stellaires de multiplicité Recherche de systèmes physiquement apparentés dans des catalogues de binaires visuels Résoudre enfin le problème de l'identification croisée de systèmes très multiples, ainsi que dresser une liste de candidats pour les systèmes stellaires hiérarchiques de multiplicité maximale (et rechercher les valeur de cette multiplicité maximale), nous avons travaillé sur l'identification semi-automatique des systèmes de multiplicité 6 et supérieures dans les catalogues du Tab. 1. Il existe 551 systèmes de ce type, ils comprennent 5 746 composants. Dans un premier temps, l'identification croisée proprement dite des composants du système dans divers catalogues a été réalisée (l'identification croisée des systèmes eux-mêmes a été réalisée avec succès et leur analyse est donnée dans). Parallèlement, comme prévu, un certain nombre d'erreurs ont été découvertes dans les catalogues originaux. Ensuite, sur la base des valeurs des paramètres catalogués, des paires (membres du système) optiques ont été identifiées et marquées. Une indication d'une paire optique peut être une différence notable dans les valeurs des mouvements propres des composants et/ou de leurs parallaxes annuelles (c'est-à-dire les distances). Un autre indicateur de l’absence de connexion gravitationnelle entre les composants d’une paire, en présence d’une série d’observations relativement longue, est le mouvement relatif linéaire (plutôt qu’orbital) des composants. Pour certains systèmes, ces informations sont incluses dans le tableau principal du catalogue WDS ; pour d'autres, elles doivent être extraites des notes de texte, sur la base de la recherche et de l'extraction de fragments de texte à l'aide de mots clés. Ainsi, en utilisant des critères liés au mouvement des composants, 1395 paires ont été découvertes dans 297 systèmes de multiplicité 6+. De plus, la méthode statistique du filtre 1% permet de suspecter une dualité optique dans 2779 paires dans 478 systèmes. Pour 882 paires, les deux indicateurs de dualité optique sont actifs. Ainsi, le nombre de composants physiquement connectés dans les systèmes avec une multiplicité de 6+ s'est avéré être de 223.

6 3292 est inférieur au nombre total de composants et équivaut à une multiplicité de 6+, après avoir exclu les composants vraisemblablement optiques de la considération, peut être attribué à seulement 101 systèmes. 4.2 Sur la dualité non résolue des composantes de systèmes multiples À strictement parler, les systèmes étudiés peuvent avoir une multiplicité plus élevée, puisqu'une certaine composante du système (observée comme une seule étoile) peut, à son tour, s'avérer être une étoile binaire ou multiple. système. Cette dualité « cachée », non résolue photométriquement, peut se manifester différentes façons. Ainsi, si le plan orbital d'un binaire aussi proche tourne selon un angle suffisamment grand par rapport au plan du ciel, le changement des vitesses radiales des composants dû au mouvement orbital se manifeste sous la forme d'un décalage des raies spectrales. des composantes du spectre observé (effet Doppler). Environ trois mille binaires de ce type (appelés spectroscopiques) sont connus aujourd'hui. Si l'inclinaison de l'orbite par rapport au plan du ciel est proche de 90 degrés, l'une des composantes peut, lors de son mouvement orbital, longer le disque de la seconde (ou l'éclipser), ce qui entraîne une modification de l'intégrale. luminosité du système. De tels systèmes (appelés éclipses) sont connus, avec différents degrés d'étude, de sept à quinze mille. Enfin, les systèmes les plus proches peuvent, du fait de l'expansion évolutive d'un des composants, entrer dans la phase d'échange de matière entre les composants. Dans ce cas, l'« accréteur », s'il s'agit d'un objet très compact ( étoile à neutrons ou un trou noir) n’est pas capable d’accumuler d’un coup toute la matière provenant du « donneur ». Un disque d'accrétion se forme dans le système qui, en raison du gradient de vitesse de la matière qui y tourne, constitue une source de rayonnement X. Environ quatre cents de ces soi-disant sont connus. Les rayons X doublent. Un exemple est le système mentionné ci-dessus WDS = CCDM = TDSC. Sa multiplicité augmente de quatre si l'on tient compte du fait que l'un de ses composants est un binaire spectroscopique et l'autre un système quadruple, composé de deux paires encore plus proches : (i ) spectroscopique et (ii) spectroscopique, observés simultanément et sous forme d'éclipse. Il existe plusieurs autres types observationnels moins représentatifs de binaires proches. Il convient de noter que dans tous les cas répertoriés dans cette section, l’observateur a affaire à une seule source de lumière (c’est-à-dire que les composants ne sont pas observés séparément). La recherche de paires physiques proches dans plusieurs systèmes, dont la présence augmente le niveau de hiérarchie du système, a été réalisée de plusieurs manières. Les notes textuelles du WDS (fichier Notes) ont été analysées pour mettre en évidence des informations sur la nature binaire de certaines étoiles non résolues qui apparaissent comme des composants dans le WDS mais sont en réalité une paire. Ainsi, au sein des systèmes à haute multiplicité, 1 binaire variable, 1 binaire spectroscopique et 33 paires proches ont été découvertes sans indiquer le type d'observation. De plus, une comparaison a été réalisée avec les données des plus grands catalogues d'étoiles binaires spectrales (SB9, 53 paires spectroscopiques découvertes), d'étoiles variables (GCHB, 19 binaires à éclipses) et d'étoiles binaires orbitales (ORB6, 36 paires proches, dont 16 coïncident avec les plus proches trouvés dans Notes par paires sans indiquer le type d'observation). Au total, 127 paires proches ont été découvertes, augmentant le degré de hiérarchie des systèmes, dans 92 systèmes. Des études complémentaires devraient être réalisées afin de déterminer dans chacun des 35 cas de détection dans un système de deux paires photométriquement non résolues se manifestant différemment, si ces paires sont différentes ou identiques. 5 Conclusion Le résultat du travail est un catalogue d'identifications de composants de systèmes stellaires à haute multiplicité, ainsi qu'une liste de systèmes qui peuvent être considérés comme des systèmes hiérarchiques de la plus haute multiplicité. Cette dernière liste nécessite une analyse plus minutieuse et des observations supplémentaires. Références Kovaleva et al. 2015, Astronomie et informatique 11, 119 Malkov et al. 2013, Transactions astronomiques et astrophysiques, 28, 235 Tokovinin A. , dans Rév. Mexique. Astrone. Astrophe. Conf. Ser., éd. par C. Allen et C. Scarfe (Instituto de Astronomia, UNAM, Mexique) 21, 7, Larson R.B. La formation des étoiles binaires : IAU Symp, Surdin V. ASP Conf. Ser. 228, 568, Tokovinin A., Astron. Astrophysique. Supplément. Ser. 124, 75, Mason B.D., Wycoff G.L., Hartkopf W.I., Douglass G.G., Worley C.E. 2016, Catalogue de données en ligne VizieR : B/wds. Dommanget J., Nys O. 2002, Catalogue de données en ligne 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, Astronomie Baltique 24, 157. P. Christen. Appariement des données : concepts et techniques pour le couplage d'enregistrements, la résolution d'entités et la détection des doublons. Springer Science & Business Media, ISBN : XX+272 p. I. Bhattacharya, L. Getoor. Résolution d'entité dans les graphiques // Données de graphiques miniers. D. J. Cook, L. B. Holder (éd.) 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 YM. 2015, Baltic Astronomy 24, 367 Pourbaix, D., Tokovinin, A.A., Batten, AH, et al. 2014, catalogue de données en ligne VizieR : B/sb9 Samus, N.N., Durlevich, O.V., et al. 2013, VizieR On-line Data Catalogue : B/gcvs ORB6 : Mason et Hartkopf 2007, IAUS 240, 575 Recherche de systèmes stellaires hiérarchiques de multiplicité maximale Nikolay A. Skvortsov, Leonid A. Kalinichenko, Dana A. Kovaleva, Oleg Y. Malkov Selon des considérations théoriques, la multiplicité des systèmes stellaires hiérarchiques peut atteindre, en fonction des masses et des paramètres orbitaux, plusieurs centaines. En revanche, les données d'observation confirment l'existence d'au plus sept systèmes. Nous étudions des systèmes stellaires très multiples (6+) à partir de catalogues modernes d'étoiles visuelles doubles et multiples, en essayant de trouver parmi eux des candidats à des systèmes hiérarchiques. Certains de leurs composants se sont révélés eux-mêmes binaires/multiples, ce qui augmente le degré de multiplicité du système. De plus, pour collecter toutes les informations disponibles sur ces systèmes, il était d'abord nécessaire de procéder à une identification croisée approfondie et précise de leurs composants.225


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