Ağ oluşturmanın temel sorunları. Maksimum çokluğa sahip hiyerarşik yıldız sistemlerini arayın

Her tür yıldıza ihtiyaç vardır, her tür yıldız önemlidir... Ama gökyüzündeki tüm yıldızlar aynı değil midir? Garip bir şekilde, hayır. Yıldız sistemleri farklı yapılara ve bileşenlerinin farklı sınıflandırmalarına sahiptir. Ve başka bir sistemdeki armatür bile bir olmayabilir. Bilim adamlarının her şeyden önce galaksinin yıldız sistemlerini ayırt etmeleri bu temeldedir.

Doğrudan sınıflandırmaya geçmeden önce, genel olarak neyin tartışılacağını açıklığa kavuşturmakta fayda var. Dolayısıyla yıldız sistemleri, belirlenmiş bir yol boyunca dönen ve kütleçekimsel olarak birbirine bağlı yıldızlardan oluşan galaktik birimlerdir. Ek olarak, sırayla asteroitlerden ve gezegenlerden oluşan gezegen sistemleri vardır. Örneğin, bir yıldız sisteminin bariz bir örneği, bize tanıdık gelen Güneş Sistemi'dir.

Ancak, tüm galaksi bu tür sistemlerle dolu değildir. Yıldız sistemleri öncelikle çokluk bakımından farklılık gösterir. Üç veya daha fazla eşdeğer yıldıza sahip bir sistem uzun süre var olamayacağı için bu değerin çok sınırlı olduğu açıktır. Sadece hiyerarşi istikrarı garanti edebilir. Örneğin üçüncü yıldız bileşeninin "kapının dışında" olmaması için kararlı ikili sisteme 8-10 yarıçaptan daha yakın yaklaşmaması gerekir. Aynı zamanda, tek olması gerekli değildir - çift yıldız olabilir. Genel olarak, 100 yıldız için yaklaşık otuz tek, kırk yedi çift, yirmi üç çoklu.

Çoklu yıldız

Takımyıldızlardan farklı olarak, birden fazla yıldız, birbirlerinden küçük bir mesafede bulunurken, karşılıklı yerçekimi ile birbirine bağlanır. Birlikte hareket ederler, sistemleri etrafında dönerler - sözde barycenter.

Çarpıcı bir örnek, bizim bildiğimiz Mizar'dır.Onun "sapına" - orta yıldızına dikkat etmeye değer. Burada onun çiftinin daha sönük parıltısını görebilirsiniz. Mizar-Alcor bir çift yıldızdır, özel cihazlar olmadan görebilirsiniz. Bir teleskop kullanırsanız, Mizar'ın kendisinin A ve B bileşenlerinden oluşan bir çift olduğu anlaşılır.

çift ​​yıldız

İki armatürün bulunduğu yıldız sistemlerine ikili denir. Böyle bir sistem, gelgit etkileri, yıldızların kütle aktarımı ve diğer kuvvetlerdeki bozulmalar olmadığında oldukça kararlı olacaktır. Bu durumda, armatürler, sistemlerinin kütle merkezi etrafında dönerek neredeyse süresiz olarak eliptik bir yörüngede hareket eder.

Görsel çift yıldız

Bir teleskopla veya hatta cihaz olmadan görülebilen bu ikiz yıldızlara genellikle görsel çiftler denir. Örneğin Alpha Centauri böyle bir sistemdir. Yıldızlı gökyüzü bu tür örnekler açısından zengindir. Bu sistemin üçüncü yıldızı - bizimkine en yakın olanı - Proxima Centauri. Çoğu zaman, bir çiftin bu tür yarısı renk bakımından farklılık gösterir. Yani, Antares'in kırmızı ve yeşil bir yıldızı var, Albireo - mavi ve turuncu, Beta Cygnus - sarı ve yeşil. Tüm bu nesneleri, uzmanların armatürlerin koordinatlarını, hızlarını ve hareket yönlerini güvenle hesaplamalarına olanak tanıyan bir mercek teleskopunda gözlemlemek kolaydır.

spektral ikili yıldızlar

Genellikle bir yıldız sisteminin bir yıldızının diğerine çok yakın olması olur. Öyle ki en güçlü teleskop bile onların dualitesini yakalayamaz. Bu durumda, bir spektrometre kurtarmaya gelir. Cihazdan geçerken ışık, siyah çizgilerle sınırlandırılmış bir spektruma ayrıştırılır. Bu bantlar, armatür gözlemciye yaklaştıkça veya uzaklaştıkça değişir. Bir ikili yıldızın tayfı ayrıştırıldığında, iki bileşen birbirinin etrafında hareket ettikçe kayan iki tür çizgi elde edilir. Böylece, Mizar A ve B, Alcor spektroskopik ikili dosyalardır. Aynı zamanda, altı yıldızdan oluşan büyük bir sistemde birleştirilirler. Ayrıca, İkizler takımyıldızındaki bir yıldız olan Castor'un görsel-çift bileşenleri spektral-çifttir.

Göze çarpan çift yıldızlar

Galakside başka yıldız sistemleri de var. Örneğin, bileşenleri yörüngelerinin düzlemi Dünya'dan bir gözlemcinin görüş hattına yakın olacak şekilde hareket edenler. Bu, birbirlerini gizledikleri ve karşılıklı tutulmalar yarattıkları anlamına gelir. Her biri sırasında, toplam parlaklıkları azalırken, armatürlerden yalnızca birini gözlemleyebiliriz. Yıldızlardan birinin çok daha büyük olması durumunda, bu azalma fark edilir.

En ünlü göze çarpan çift yıldızlardan biri - Algol 69 saatlik net bir periyodiklik ile parlaklığı üçüncü kadire düşer, ancak 7 saat sonra tekrar ikinciye yükselir. Bu yıldıza genellikle "Göz Kıran Şeytan" denir. 1782'de İngiliz John Goodryke tarafından keşfedildi.

Gezegenimizden gözle görülür şekilde çift yıldız, yıldızların kendi etrafında dönme periyoduna denk gelen belirli bir zaman aralığından sonra parlaklığını değiştiren bir değişkene benziyor. Bu tür yıldızlara fark edilebilir değişkenler de denir. Bunlara ek olarak, parlaklığı iç süreçler tarafından düzenlenen fiziksel olarak değişken armatürler - sifeitler vardır.

İkili yıldızların evrimi

Çoğu zaman, ikili sistemin yıldızlarından biri daha büyüktür ve yaşam döngüsünden hızla geçer. İkinci yıldız sıradan kalırken, “yarısı” daha sonra olur Böyle bir sistemde en ilginç şey, ikinci yıldızın kırmızı bir cüceye dönüşmesiyle başlar. Bu durumda beyaz, genişleyen "kardeş" in birikmiş gazlarını çeker. Sıcaklık ve basıncın çekirdeklerin kaynaşması için gerekli seviyeye ulaşması için yaklaşık 100 bin yıl yeterlidir. Armatürün gaz zarfı inanılmaz bir güçle patlar, bunun sonucunda cücenin parlaklığı neredeyse bir milyon kat artar. Dünya gözlemcileri buna yeni bir yıldızın doğuşu diyor.

Gökbilimciler ayrıca, bileşenlerden birinin sıradan bir yıldız olduğu ve ikincisinin çok büyük, ancak geçerli bir güçlü X-ışınları kaynağına sahip görünmez olduğu durumlar bulurlar. Bu, ikinci bileşenin bir kara delik olduğunu gösteriyor - bir zamanlar devasa bir yıldızın kalıntıları. Burada uzmanlara göre şunlar olur: En güçlü yerçekimini kullanarak yıldızın gazlarını çeker. Büyük bir hızla sarmal olarak içeri girdiklerinde ısınırlar ve deliğin içinde kaybolmadan önce X-ışınları şeklinde enerji yayarlar.

Bilim adamları, güçlünün kara deliklerin varlığını kanıtladığı sonucuna vardılar.

Üçlü yıldız sistemleri

Güneş yıldız sistemi, gördüğünüz gibi, yapının tek versiyonundan çok uzak. Tek ve çift yıldızların yanı sıra daha fazlası sistemde gözlemlenebilmektedir. Bu tür sistemlerin dinamikleri, ikili bir sistemden bile çok daha karmaşıktır. Bununla birlikte, bazen oldukça basit dinamiklere sahip az sayıda armatürlü (ancak iki birimi aşan) yıldız sistemleri vardır. Bu tür sistemlere çoklu denir. Sistemde üç yıldız varsa buna üçlü denir.

Çoklu sistemlerin en yaygın türü üçlüdür. 1999'da, birden fazla yıldız kataloğunda, 728 çoklu sistemden 550'den fazlası üçlüdür. Hiyerarşi ilkesine göre, bu sistemlerin bileşimi şu şekildedir: iki yıldız birbirine yakındır, biri uzaktadır.

Teoride, çoklu yıldız sistemi modeli, ikili bir sistemden çok daha karmaşıktır, çünkü böyle bir sistem kaotik davranış sergileyebilir. Bu tür kümelerin birçoğunun aslında çok kararsız olduğu ortaya çıktı ve bu da yıldızlardan birinin fırlamasına neden oluyor. Yalnızca yıldızların hiyerarşik bir ilkeye göre yerleştirildiği sistemler böyle bir senaryodan kaçınmayı başarır. Bu gibi durumlarda, bileşenler büyük bir yörüngede kütle merkezi etrafında dönen iki gruba ayrılır. Gruplar içinde de net bir hiyerarşi olmalıdır.

Daha yüksek çeşitlilik

Bilim adamları, çok sayıda bileşene sahip yıldız sistemlerini biliyorlar. Bu nedenle, Akrep'in bileşiminde yediden fazla armatür var.

Böylece, sadece yıldız sisteminin gezegenlerinin değil, galaksideki sistemlerin de aynı olmadığı ortaya çıktı. Her biri benzersiz, farklı ve son derece ilginç. Bilim adamları giderek daha fazla yıldız keşfediyorlar ve belki de yakında sadece kendi gezegenimizde değil, akıllı yaşamın varlığını da öğreneceğiz.

Terim ağ topolojisi bilgisayarların bir ağa bağlanma şeklini ifade eder. Başka isimler de duyabilirsiniz - ağ yapısı veya ağ yapılandırması (Bu aynısı). Ek olarak, topoloji kavramı, bilgisayarların yerini belirleyen birçok kuralı, kablo döşeme yöntemlerini, bağlantı ekipmanı yerleştirme yöntemlerini ve çok daha fazlasını içerir. Bugüne kadar, birkaç temel topoloji oluşturulmuş ve yerleşmiştir. Bunlardan not edilebilir yorulmak”, “yüzük" ve " yıldız”.

Otobüs topolojisi

topoloji yorulmak (veya sık sık denildiği gibi ortak otobüs veya otoyol ) tüm iş istasyonlarının bağlı olduğu tek bir kablonun kullanıldığını varsayar. Ortak kablo, sırayla tüm istasyonlar tarafından kullanılır. Bireysel iş istasyonları tarafından gönderilen tüm mesajlar, ağa bağlı tüm diğer bilgisayarlar tarafından alınır ve dinlenir. Bu akıştan, her iş istasyonu yalnızca kendisine gönderilen mesajları seçer.

Otobüs topolojisinin avantajları:

• kurulum kolaylığı;
• tüm iş istasyonları yakınlarda bulunuyorsa göreceli kurulum kolaylığı ve düşük maliyet;
• bir veya daha fazla iş istasyonunun arızalanması, tüm ağın çalışmasını etkilemez.

Otobüs topolojisinin dezavantajları:

• herhangi bir yerdeki veri yolu arızaları (kablo kopması, ağ konektör arızası) ağ çalışmazlığına yol açar;
• sorun gidermede zorluk;
• düşük performans - herhangi bir zamanda, yalnızca bir bilgisayar ağa veri aktarabilir, iş istasyonu sayısındaki artışla ağ performansı düşer;
• zayıf ölçeklenebilirlik - yeni iş istasyonları eklemek için mevcut veri yolunun bölümlerini değiştirmek gerekir.

Yerel ağların üzerine kurulduğu “otobüs” topolojisine göreydi. koaksiyel kablo. Bu durumda, T-konektörlerle bağlanan bir koaksiyel kablonun segmentleri bir veri yolu görevi görür. Otobüs tüm binalardan geçti ve her bilgisayara yaklaştı. T-konektörün yan çıkışı, ağ kartındaki konektöre yerleştirildi. İşte böyle görünüyordu: Artık bu tür ağlar umutsuzca modası geçmiş ve her yerde bükümlü bir çift “yıldız” ile değiştirildi, ancak bazı işletmelerde koaksiyel kablo ekipmanı hala görülebilir.

Topoloji "halkası"

Yüzük - Bu, iş istasyonlarının kapalı bir halka oluşturarak seri olarak birbirine bağlandığı bir yerel ağ topolojisidir. Veriler bir iş istasyonundan diğerine tek yönde (daire şeklinde) aktarılır. Her PC, mesajları bir sonraki PC'ye ileterek, yani bir tekrarlayıcı görevi görür. veriler bir bilgisayardan diğerine röle ile aktarılır. Bir bilgisayar başka bir bilgisayar için amaçlanan verileri alırsa, bunları halka boyunca iletir, aksi takdirde daha fazla iletilmez.

Halka topolojisinin avantajları:

• Kurulum kolaylığı;
• ek ekipmanın neredeyse tamamen yokluğu;
• yoğun ağ yüklemesi sırasında veri aktarım hızında önemli bir düşüş olmadan kararlı çalışma olasılığı.

Bununla birlikte, "halka"nın da önemli dezavantajları vardır:

• her iş istasyonu bilgi aktarımına aktif olarak katılmalıdır; en az birinin arızalanması veya kablo kopması durumunda tüm ağın çalışması durur;
• yeni bir iş istasyonunun bağlanması, yeni bir bilgisayarın kurulumu sırasında halkanın açık olması gerektiğinden, kısa bir ağ kapatması gerektirir;
• yapılandırma ve özelleştirmenin karmaşıklığı;
• sorun gidermede zorluk.

Halka ağ topolojisi nadiren kullanılır. Ana uygulamasını şurada buldu: fiber optik ağlar jeton yüzük standardı.

Yıldız topolojisi

Yıldız her iş istasyonunun merkezi bir cihaza (anahtar veya yönlendirici) bağlı olduğu bir yerel ağ topolojisidir. Merkezi cihaz, ağdaki paketlerin hareketini kontrol eder. Her bilgisayar ayrı bir kablo ile bir ağ kartı aracılığıyla anahtara bağlanır. Gerekirse, birkaç ağı bir yıldız topolojisi ile birleştirebilirsiniz - sonuç olarak, bir ağ yapılandırması alırsınız. ağaç gibi topoloji. Ağaç topolojisi büyük şirketlerde yaygındır. Bu yazıda ayrıntılı olarak ele almayacağız.

Topoloji "yıldız" bugün yerel ağların yapımında ana hale geldi. Bu, birçok avantajı nedeniyle oldu:

• bir iş istasyonunun arızalanması veya kablosunun hasar görmesi, bir bütün olarak tüm ağın çalışmasını etkilemez;
• mükemmel ölçeklenebilirlik: yeni bir iş istasyonunu bağlamak için anahtardan ayrı bir kablo döşemek yeterlidir;
• kolay sorun giderme ve ağ kesintileri;
• yüksek performans;
• kurulum ve yönetim kolaylığı;
• ek ekipman ağa kolayca entegre edilir.

Ancak, herhangi bir topoloji gibi, "yıldız"ın da dezavantajları vardır:

• merkezi anahtarın arızalanması, tüm ağın çalışmamasına neden olacaktır;
• ağ ekipmanı için ek maliyetler - tüm ağ bilgisayarlarının (anahtar) bağlanacağı bir cihaz;
• iş istasyonlarının sayısı, merkezi anahtardaki bağlantı noktalarının sayısı ile sınırlıdır.

Yıldız - kablolu ve kablosuz ağlar için en yaygın topoloji. Yıldız topolojisine bir örnek, merkezi birim olarak bir anahtara sahip bükümlü çift kablo ağıdır. Bu ağlar çoğu kuruluşta bulunur.

boyut: piksel

Sayfadan gösterim başlat:

Transcript

1 Maksimum çokluğun hiyerarşik yıldız sistemlerini arayın N.A. Skvortsov L.A. Kalinichenko Bilişim Problemleri Enstitüsü FRC IU RAS, Moskova D.A. Kovaleva O.Yu. maksimum gözlemlenen çokluğu (6-7) ve bu değerdeki teorik limit (beş yüze kadar) . Çok sayıda hiyerarşik sistemleri aramak için hem geniş hem de yakın çiftlerin modern kataloglarının bir analizi yapıldı. Çalışmanın sonucu, sistem bileşenlerinin kapsamlı bir çapraz tanımlaması da dahil olmak üzere, maksimum çokluğa sahip yıldız sistemleri için aday nesnelerin bir listesidir. Çalışma, Rusya Temel Araştırma Vakfı'nın (hibeler) kısmi desteğiyle gerçekleştirildi. 1 Giriş Gök cisimlerinin çapraz özdeşliği sorunu, hemen hemen her astronomi problemi üzerinde çalışırken ortaya çıkar ve geleneksel olarak astronomik katalogların her bir özel kesişim durumu için ayrı ayrı çözülür. Tek nesneler için, bu sorun geçen yüzyılın 80'li yıllarından beri astronomi topluluğu tarafından tanındı ve çözüldü. İkili yıldızların çapraz tanımlanması sorunu belirgin şekilde daha karmaşıktır. Tek bir yıldız için bu, kural olarak sadece iki koordinat ve büyüklük ise, o zaman ikili bir yıldız için, birincil ve ikincil bileşenlerin koordinatları ve büyüklükleri, yörünge hareketlerinin parametreleri dikkate alınır. Bu sorun astronomi topluluğu tarafından geçen yüzyılın 90'lı yıllarının sonlarından beri tartışılıyor ve genel olarak çözüldü XVIII Uluslararası Konferansı DAMDID / RCDL 2016 "Veri Yoğun Alanlarda Analitik ve Veri Yönetimi", Ershovo, Ekim 2016 Makalenin yazarları tarafından Binary Star Database BDB (RFBR) oluşturulurken. Bugüne kadar BDB, tüm gözlemsel türlerdeki ikili yıldızlar hakkında veri sağlayan tek astronomik veri kaynağıdır. Son olarak, bir dizi özel durum için daha yüksek çokluğa sahip nesnelerin çapraz tanımlanması sorunu geliştirilmiştir. Bu sorunun genel olarak çözümü, çeşitli gözlemsel türlerdeki nesnelerin sistemlerinde eşzamanlı mevcudiyet ile karşı karşıyadır: izole edilmiş (evrimsel anlamda) yıldızlar, değişken yakın tutulma yıldız çiftleri, aynı zamanda yakın etkileşimli çiftleri gösteren X-ışını kaynakları. yıldızlar ve diğerleri. Buna göre, tanımlama için kullanılan nesnelerin parametrelerinin sayısı ve tanımlamalarının özellikleri artar. Çok çoklu (çok çoklu) yıldız sistemlerinin çalışmasının amaçlarından biri, belirli sayıda alt yıldız çifti seviyesine sahip sistemlerin varlığının olasılığının teorik gerekçesini doğrulayan hiyerarşik sistemlerin araştırılmasıdır. Bu sorun bu makalede ele alınmaktadır. Bölüm 2, çok sayıda yıldızdan oluşan sistemlerin varlığına ilişkin teorik beklentilerin özünü ve gerçek sistemlerin gözlemlenen modelini açıklamaktadır. Çoklu sistemleri incelemek için Bölüm 3, sistemlerin ve bileşenlerinin dikkatli bir şekilde çapraz tanımlanması sorununu ortaya koymaktadır. 2 Yıldız sistemlerinin teorik ve gözlemlenen çokluğu 2.1 Hiyerarşik sistemler ve bunların çokluğuna ilişkin teorik kısıtlamalar Modern kavramlara göre, üçlü yıldız sistemi dinamik olarak kararlıdır 219

2 yalnızca hiyerarşik bir yapıya sahipse, yani. nispeten yakın bir çift ve onunla daha geniş bir çift oluşturan uzak bir bileşenden oluşur. Bu durumda, geniş ve yakın çiftlerin periyotlarının oranı, dış yörüngenin eksantrikliğine bağlı olarak belirli bir kritik değeri aşmalı ve dairesel yörünge için 5'e eşit olmalıdır (eksantrik yörüngeler için bu değer artar) (1-e) 3) ile orantılı olarak . Uzak bileşen, yakın bir yıldız çifti de olabilir; bu durumda bu konfigürasyon, hiyerarşik bir dörtlü sistemin bir örneğidir. Benzer şekilde, böyle bir yıldız sisteminde, yörünge periyodu mevcut periyotların maksimumundan en az 5 kat daha büyük olan daha da uzak bir bileşenin (üçüncü seviye) varlığı, daha yüksek çokluğa sahip hiyerarşik bir sistemin ortaya çıkmasına neden olur. Bu bileşen ayrıca çift olabilir, vb. Yörünge periyotlarının oranıyla ilgili yukarıda bahsedilen kısıtlamayı karşılamayan sistemlerin yerçekimsel olarak kararlı olmadığı ve dinamik olarak geliştiği belirtilmelidir. Böyle bir evrim, yaklaşımları, yıldızların fırlatılmasını içerebilir ve orijinal veya daha düşük çokluğun hiyerarşik bir sisteminin oluşumuyla biter. Çoğu tek ve çift yıldızın, hiyerarşik olmayan çoklu sistemlerin bozulması nedeniyle tam olarak oluştuğuna inanılmaktadır. Çoklu hiyerarşik bir sistemin fiziksel boyutu, Galaksinin yerçekimi alanının gelgit etkisi ve dev moleküler bulutlarla rastgele çarpışmalar tarafından yukarıdan sınırlandırılır. Hiyerarşi seviyelerinin sayısının 8-9'u geçemeyeceği (bileşenlerin kütlelerine ve çiftlerin yörünge parametrelerine bağlı olarak) gösterilmiştir. Sonuç olarak, en yoğun "paketleme" ile hiyerarşik yıldız sisteminin çokluğu bileşenlerin değerine ulaşabilir. 2.2 Gözlenen hiyerarşik sistemler çokluğu Çoklu yıldızlarla ilgili en kapsamlı veri kaynaklarından biri MSC Çoklu Sistemler Kataloğu'dur. Katalog yalnızca hiyerarşik (nadir istisnalar dışında) ve fiziksel sistemleri içerir. Fiziksel sistemler, bileşenlerin yerçekimsel bağlantısının yörünge hareketleri veya genel öz hareket (yıldızların gök küresi üzerindeki teğetsel hareketi) tarafından onaylandığı sistemlerdir. MSC kataloğu, çoğulluğu 3 ila 7 olan yaklaşık 1500 yıldız sistemi içerir ve çokluğu 7 olan iki kataloglanmış sistemden biri, yazarın görüşüne göre genç bir yıldız kümesi olabilir (üyelerin hiyerarşisini göstermek için gerekli değildir). ). MSC kataloğunun içeriğinin gösterdiği, altının üzerindeki çokluk sistemlerinin varlığına ilişkin gözlemsel kanıtların fiilen yokluğu, önceki bölümde verilen teorik tahminlerle keskin bir tezat oluşturuyor. Bu tutarsızlığı ortadan kaldırmak için ek bilgi kaynaklarını çekmek gerekir. 3 Çoklu yıldız sistemlerinin tanımlanması 3.1 İkili ve çoklu sistemlerin katalogları Tablo 1 Görsel ikili ve çoklu sistemlerin ana katalogları. C bileşen sayısı, P çift sayısı, S sistem sayısı, M sistem çokluğu Washington Çift Yıldız Kataloğu (WDS) Çift ve Çoklu Yıldız Bileşenleri Kataloğu (CCDM) Tycho Çift Yıldız Kataloğu (TDSC) C, P, SM , Modern Çift Yıldız Kataloğu ve çoklu yıldızlar, yediden çok daha yüksek çoklu sistemler içerir. Bunlar, her şeyden önce, WDS, CCDM, TDSC'dir. Bunlarla ilgili bilgiler Sekmede verilmiştir. 1. Son sütunda verilen birimler (i) CCDM'de (bazılarının) sözde varlığını gösterir. ikinci bileşenin doğrudan gözlemlenmediği, ancak yerçekimi etkisiyle daha parlak bileşenin uygun hareketini modüle ettiği astrometrik ikili dosyalar ve (ii) katalog alt bileşenlere çözümlenemedi. Ayrıca, resmi olarak WDS kataloğunun, Sekme'de belirtilenden daha yüksek çeşitlilikte birkaç sistem içerdiğine dikkat edilmelidir. Bununla birlikte, bunlar ya merkez yıldızın yakınında bir dizi alan yıldızıdır (yani, bileşenlerin gözle görülür şekilde farklı mesafelerde yer aldığı optik çiftler olarak adlandırılırlar, yerçekimi ile bağlantılı değildirler ve göksel evrenin yalnızca bir kısmına yansıtılırlar. küre) veya birden fazla sistemin değil kümenin üyeleridir. Sekmedeki dizinlerde bulunan bilgileri kullanırken. 1. Birkaç durumu dikkate almak gerekir. Her şeyden önce, WDS, CCDM, TDSC kataloglarındaki bilgiler, belirli bir bileşenin sistemle fiziksel bağlantısı hakkında nihai bir sonuca varmak için yeterince azdır (ancak, 220

3 aşağıda gösterilmiştir, bazı kataloglanmış veriler bu konuda ön sonuçlar çıkarmamıza izin verir). Yukarıda bahsedilen katalogların hiçbiri bu türdeki bilinen tüm yıldızlarla ilgili veri içermemektedir. Kataloglar da hatalardan muaf değildir: yinelemeler, aynı nesnenin (yıldız) farklı sistemlere dahil edilmesi, mutlak ve göreli koordinatlardaki hatalar, parametre değerlerindeki hatalar, tanımlama hataları ve diğerleri. Bu, sistemlerden biri örneği ile gösterilebilir, WDS = CCDM = TDSC WDS, CCDM, TDSC katalogları sırasıyla 18, 16 (biri WDS'ye dahil değildir) ve bunun için 6 bileşen hakkında bilgi içerir ve sistemdeki bileşenlerin tanımları farklıdır (bu nedenle, belirli bir bileşenin bu üç katalogda O, S ve D adları vardır). Sistemin birkaç yıldızı diğer kataloglarda yer alır: bazılarında tek tek, bazılarında çiftler halinde. Bu sistemin ayrıntılı bir analizi, yedi farklı katalog ve veri tabanındaki yaklaşık 20 hatayı ortaya çıkardı. 3.2 Çoklu sistemlerin çapraz tanımlanmasının algoritması Yıldız sistemlerinin tanımlanması sorunu, farklı kaynaklardan gelen heterojen veriler arasında çok bileşenli varlıkların tanımlanmasına indirgenmiştir. Bu tür varlıkların bileşenleri (yıldız sistemleri), sistemleri oluşturan yıldız nesnelerinin gözlemsel ve astrofiziksel özelliklerini yansıtan farklı tiplerde olabilir ve buna göre farklı nitelikler (yıldız nesnelerinin özellikleri) ile karakterize edilebilir, ve ayrıca bazı veri kaynaklarında çok bileşenli olabilir. Farklı gözlem türlerine sahip tekli veya çoklu yıldızların astronomik katalog setinde bulunan veriler, yıldız sistemlerinin aynı bileşenlerini tanımlamak ve bunları tanımlamak için analiz edilir. Tanımlanan çoklu sistemler, tepe noktaları sistemlerin bileşenleri (veya şu anda alt bileşenlere çözülmemiş yıldız nesneleri) olan veri analizi temelinde oluşturulan bağlantılı grafikler ve dikkate alınan bileşen çiftlerinin yayları olarak kabul edilir. Kataloglar anadan ikincile. Bir dizi astronomik kataloğun veri seti arasında, her bir köşeyi, her bir yayı ve bir bütün olarak sistem grafiklerini doğru bir şekilde tanımlamak gerekir. Sistemlerdeki bileşenlerin ve çiftlerin hatalı tanımlanmasının, birkaç sistemin tek bir sistemde birleştirilmesine, tek yıldızların sistemlere atanmasına ve diğer benzer hatalara yol açabileceği açıktır. Kataloglar arasındaki bileşenlerin ve çiftlerin çapraz tanımlanması belirli bir sorun teşkil etmektedir: 'de açıklanan ve 2-3-4 çokluklu sistemler için kendini iyi gösteren teknik, genellikle daha yüksek çokluklu sistemlere (yani. , yoğun nüfuslu yıldız alanlarında) ve üzerinde çalışılması gerekiyor. Aşağıda önerilen çoklu sistemlerin çapraz tanımlanmasına yönelik yaklaşım, önceki yöntemlere dayanmaktadır, ancak eksikliklerini düzeltmenin yanı sıra olası kataloglardan ve gerçek zamanlı akış kaynaklarından gelen verilerle çoklu sistemlerin analizini sağlamayı amaçlamaktadır. Gerçek katalog verileri, sistemleri tanımlamak için verileri analiz ederken bir dizi sorunu hesaba katmanın gerekli olduğunu göstermektedir: farklı kataloglarda verilerin farklı biçimlendirilmesi; katalog kayıtlarındaki niteliklerin farklı semantiği (örneğin, farklı kataloglardaki bir nesnenin koordinatları, bir çiftin fotomerkezinin koordinatları veya çiftin bileşenlerinin en parlaklarının koordinatları anlamına gelebilir); kataloglardaki girdi hataları (örneğin, kataloglarda tanımlanan yıldızların tanımlayıcılarındaki yazım hataları); dizin alanlarındaki eksik değerler; değişken öznitelik değerleri (örneğin, bileşenlerin yörünge hareketi nedeniyle gözlemler arasındaki parlaklık ve koordinatlardaki değişiklik); karmaşık nesnelerin yapısının heterojenliği (örneğin, hiyerarşik olmayan bir sistemin bileşenleri farklı şekillerde eşleştirilebilir ve benzer özelliklere sahiplerse farklı bileşenler bir çiftte ana bileşenler olarak kabul edilir); yapılandırılmamış verilerin varlığı (yorumlardaki göstergeler, nesneleri tanımlamak için yararlıdır). Bu nedenle, yıldız sistemlerinin çapraz tanımlama probleminin çözümünde, varlıkları çözmek ve verileri birleştirmek için bir dizi yaklaşım söz konusudur. Sistemlerin ve bileşenlerinin kimliğinin değerlendirilebileceği temelde çeşitli nitelikler ve grafik yapıları kullanılır. Tanımlama, yalnızca nesnelerin gözlem parametrelerinin ve özelliklerinin değerlendirilmesine dayanmakla kalmaz, aynı zamanda önceden tanımlanmış nesnelere dayalı tanımlamayı da hesaba katar. Orijinal kataloglarda, diğer kataloglardaki girişlere atıfta bulunan tanımlayıcılar şeklinde bulunan herhangi bir yıldız tanımlaması, mümkünse, gözlemlenen parametrelerin değerleri kullanılarak doğrulanmalıdır. Yöntemler, ileriye dönük kataloglarda birden fazla nesneyi tanımlama problemlerini çözmeye uygulanabilir olmalıdır; bu, astronomik gözlemlerin çapraz tanımlama problemlerini çözerken sıklıkla olduğu gibi, belirli katalogların özellikleri tarafından yönlendirilmemeleri gerektiği anlamına gelir; belirli astronomik nesne türleri hakkında konu alanı hakkında genelleştirilmiş bilgi, yaklaşık 221

4 farklı gözlem yöntemlerinin özellikleri, ekipman özelliklerinin gözlem sonuçları üzerindeki etkisi. Tanımlama çalışması, geniş (görsel) çoklu sistemlerin bileşenleri ile başlar. Birden çok yıldız olan çok bileşenli grafik varlıklarının çözünürlüğü, kullanılan tüm veri kaynakları kümesinde (kataloglar ve genel bakışlar) kendisini oluşturan tüm parçalarının kopyalarının aranmasını içerir. Birbirleriyle tanımlanırlar: köşeler (sistem bileşenleri) niteliklere göre ve ayrıca tanımlanmış yayların varlığına ve diğer köşelerle yaylar yoluyla bağlantılara dayanarak; tanımlanan köşeleri dikkate almanın yanı sıra niteliklere göre yaylar (bileşen çiftleri); tanımlanan köşeleri ve yayları dikkate alan grafikler (yıldız sistemleri). Sistemlerin görsel bileşenleri, öncelikle tek yıldızların çapraz tanımlanmasında kullanılan yöntemlerle belirlenir. Sistemin her bir bileşeni için, dikkate alınan tüm kataloglarda (nesneleri tek veya bileşik olanlara ayırmayan gökyüzü araştırmaları dahil) bir dizi olası kopyası derlenir. Belirsiz bir tanımlama, olası tanımlamalar kümesindeki tek bir öğeyle sabitlenir. Nesneler, gözlem ve uygun hareket dönemleri dikkate alınarak koordinatların yakınlığına göre kümeye dahil edilir ve daha sonra konu alanının bilinen kısıtlamalarına karşılık gelmeyen nesneler kümeden çıkarılır. doğrulama için gerekli nesneler mevcuttur. Kriterler şunlar olabilir: parlaklık veya renk değerlerinin yakınlığı (bilinen fotometrik sistemlerle), uygun hareket, trigonometrik paralaks, evrimsel durum, spektral sınıflandırma ve diğerleri. Sistem bileşenlerinin olası tanımlama kümelerini belirledikten sonra, tanımlama belirsizliklerini ortadan kaldırmak için yeni kriterler getirmesi gereken görsel çiftleri tanımlama aşaması başlar. Çiftler için, farklı kataloglardan bileşen çiftleri ile olası tanımlama setleri de derlenir. Set, önceki aşamada derlenen bileşenlerin olası tanımlamalarını dikkate alarak çiftleri numaralandırmak için tüm seçenekleri içerir. Bundan sonra, bileşenlerde olduğu gibi, olası çift kümelerine bilinen alan kısıtlamaları uygulanır ve ölçütleri karşılamayan çiftler, kontrol edilecek veri varsa kaldırılır. Çiftte sekonderin primere göre konumu, yörünge hareketinden veya bir optik çift durumunda uygun hareketlerdeki büyük farktan dolayı farklı kataloglarda farklılık gösterebilir. Gözlemler farklı fotometrik sistemlerde yapılmışsa, yıldızların parlaklıkları farklı kataloglarda önemli ölçüde farklılık gösterebilir. Yıldızların fiziksel değişkenliği de farklı kataloglarda farklı büyüklüklere yol açabilir. Tanımlama için her bir aday çifti için konumsal ve fotometrik bilgilerin değerleri karşılaştırılır. Aynı zamanda, her bir özellik için (bileşenler arasındaki açısal mesafe, konum açısı, bileşen parlaklığı, bileşen parlaklık farkı), katalogların istatistiksel bir çalışmasının sonuçlarına dayanarak olası maksimum sapma değeri belirlenir. Bir özniteliğin değerlerindeki fark, bu özniteliğin sınır değerini aşmıyorsa, bu, çifti tanımlamak için bir kriter görevi görür. Ek olarak, bazı durumlarda, bir çift başka bir dizin çiftiyle değil, bir bileşenle tanımlanmalıdır. Aynı yakın yıldız çifti, parlaklıklarına ve açısal uzaklıklarına bağlı olarak, farklı açısal çözünürlüklere sahip ekipman kullanılarak tek bir nesne (parlak bileşenin parlaklığı veya çiftin tam parlaklığı ile) veya ayırt edilebilir iki nesne olarak kataloglanabilir. Bu gibi durumları belirlemek için kataloğun gerçek açısal çözünürlüğü belirlenir ve buna bağlı olarak bileşenle veya bir bütün olarak çiftle tanımlama yapılır. Optik çiftleri tespit etmek için birkaç yöntem vardır. Optik bir çiftin göstergesi, bileşenlerin uygun hareketlerinin değerlerinde ve/veya bunların yıllık paralakslarında (yani mesafelerde) gözle görülür bir fark olabilir. Göreceli olarak uzun bir gözlem dizisinin varlığında, bir çiftin bileşenleri arasında yerçekimi bağlantısının olmadığının bir başka göstergesi, bileşenlerin doğrusal (yörüngeden ziyade) göreli hareketidir. Ek olarak, bileşenlerin galaktik koordinatları yönünde yıldız alanının yoğunluğuna, ikincil bileşenin parlaklığına ve bileşenler arasındaki açısal mesafeye (sözde %1 filtre yöntemi). Tahminen algılanan optik çiftler özel bir bayrakla işaretlenir. Genel olarak, gökyüzü araştırmalarından elde edilen ve herhangi bir ikili dosya kataloğunda bulunmayan, görsel ikili program adayları olmak için parametrelere uyan yıldızlar bulunabilir. Bu tür nesneler, bilinen sistemlere giriş için adaylar veya yeni sistemlerin derlenmesi için bileşenler olarak işaretlenir. Çiftlerin olası kimlik kümeleri, çiftlerin kataloglarında yer almayan, ancak çiftlerin özelliklerine sahip olan nesnelerle çiftlerle desteklenir. Bu tür bileşenlere sahip yeni aday çiftleri özel bir bayrakla işaretlenir. 222'de yaygın hatalar veya çatışmalarla ilgili kurallar da düzenlenmiştir.

5 dizin. Örneğin, farklı kataloglardaki nesnelerin parlaklıkları aynı miktarda farklılık gösteriyorsa, fotometrik sistemlerde parlaklık kalibrasyonunda bir farklılık olduğu varsayılabilir. Hata düzeltme ile ilgili kriterlere uyan varlıklar, olası veri hatası türünün bir bayrağı ile olası tanımlamalar kümesine de dahil edilir. Bir çift için setteki tüm kontrollerden sonra, başka bir dizine sahip bir çift için yalnızca bir aday varsa, çiftlerin açık bir şekilde tanımlanması mümkündür. Böyle bir çift tanımlandığı gibi sabitlenir. Çift, her iki bileşenin çiftleri için aday kümesinden çıkarılır. Sonuç olarak, kalan çiftler için net bir tanımlama görünebilir. Ayrıca, bir çiftin kesin olarak tanımlanması, bileşenlerinin tanımlanmasını gerektirir, çünkü mümkün olan tek çifte katılım, özdeşleşmenin temel bir işaretidir. Tanımlanan bileşenler, diğer bileşenlerin ve çiftlerin yeni benzersiz kimlikleriyle sonuçlanabilecek olası tanımlama kümelerinden çıkarılır. Bir sonraki aşamada, yukarıda incelenen geniş çiftlerin bileşenleri olan daha yakın sistemler hakkında bilgi bağlanır. Bu bilgi, aşağıdaki gözlem türlerinin ikili/çoklu sistemlerine ilişkin verileri içerir: interferometrik, yörüngesel, astrometrik, spektroskopik, tutulma, X-ışını, felaket, radyo pulsarlarında ikili. Tanımlama ilkeleri aynı zamanda konumsal ve fotometrik bilgilere de dayanır, ancak genel olarak konuşursak, bunlar sistemin türüne bağlıdır. Her türün, belirli nesne parametreleriyle ilişkili kendi etki alanı kısıtlamaları vardır. Ayrıca tanımlama yapılırken, aynı çiftlerin farklı kataloglarda farklı gözlemsel tipte nesneler olarak görünebileceği dikkate alınır. Sistemlerin bir bütün olarak tanımlanması, ortak bileşenlerin ve çiftlerin varlığı ile gerçekleştirilir. Gökyüzünün bir bölümünde, grafikleri bağlı değilse birbirine bağlı olmayan birkaç sistem olabilir. Son aşamada, çoklu sistemlerin bileşenlerinin ve çiftlerinin çapraz tanımlanmasının elde edilen sonuçları, bu nesnelerin tek yıldızların ana kataloglarında (Bayer/Flamsteed, DM, HD, GCVS, HIP) tanımlanması hakkında bilgi ile desteklenir. ; Referanslar). Bu tanımlayıcılar genellikle tanınır ve yaygın olarak kullanılır. Bununla birlikte, belirli bir tanımlayıcıya ne tür bir nesnenin karşılık geldiği sorusu genellikle dikkatli bir değerlendirme gerektirir. Bu aşamada, farklı türde tanımlama hatalarını tespit eden kurallar uygulanır. Örneğin, çiftteki tanımlayıcılar farklı kataloglardaki farklı bileşenlere aitse ve kataloglardaki bileşenlerin parlaklığı mutlak değere yakın bir değere göre farklılık gösteriyorsa, ancak farklı bir işaret. Her sisteme, çifte ve bileşene, ortak bir tanımlayıcı yazışma tabanı oluşturmak için çoklu ve tekli yıldızların farklı kataloglarının tanımlayıcılarıyla ilişkilendirilen belirli bir tanımlayıcı atanır. Otomatik olarak izin verilmeyen bileşen ve çift kümeleri ile yeni nesnelerin bayraklarına sahip öğeler ve farklı türde hata kümeleri uzman tarafından değerlendirilir. 4 Yıldızlı çokluk sistemleri Görsel ikili kataloglarda fiziksel olarak bağlı sistemleri arama Son olarak çok çoklu sistemlerin çapraz tanımlama problemini çözmek ve aynı zamanda maksimum çokluğa sahip hiyerarşik yıldız sistemleri için bir aday listesi derlemek (ve Bu maksimum çokluğun değeri), Kataloglarda Tab. 1. Bu tür 551 sistem vardır, bunlar 5746 bileşen içerir. İlk aşamada, çeşitli kataloglardaki sistem bileşenlerinin fiili çapraz tanımlaması gerçekleştirildi (sistemlerin çapraz tanımlaması başarıyla gerçekleştirildi ve analizleri verildi). Aynı zamanda, beklendiği gibi, orijinal kataloglarda bir takım hatalar bulundu. Ayrıca, kataloglanan parametrelerin değerlerine dayanarak, optik olan çiftler (sistem üyeleri) tanımlandı ve işaretlendi. Optik bir çiftin göstergesi, bileşenlerin uygun hareketlerinin değerlerinde ve/veya bunların yıllık paralakslarında (yani mesafelerde) gözle görülür bir fark olabilir. Göreceli olarak uzun bir gözlem dizisinin varlığında, bir çiftin bileşenleri arasında yerçekimi bağlantısının olmadığının bir başka göstergesi, bileşenlerin doğrusal (yörüngeden ziyade) göreli hareketidir. Bazı sistemler için, bu bilgi WDS kataloğunun ana tablosuna dahil edilir, diğerleri için, metin parçalarının anahtar kelimelerle aranmasına ve çıkarılmasına dayalı olarak metin notlarından çıkarılması gerekir. Bu şekilde bileşenlerin hareketi ile ilgili kriterler kullanılarak 297 6+ çokluk sisteminde 1395 çift bulundu. Ayrıca %1 filtre istatistiksel yöntemi, 478 sistemde 2779 çiftte optik dualiteden şüphelenmeyi mümkün kılmaktadır. 882 çift için, optik dualitenin her iki göstergesi de etkindir. Böylece çokluğu 6+ olan sistemlerde fiziksel olarak bağlı bileşenlerin sayısı 223 oldu.

6 3292, toplam bileşen sayısından daha düşüktür ve muhtemelen optik bileşenleri değerlendirme dışı bıraktıktan sonra 6+ miktarı yalnızca 101 sisteme atfedilebilir. 4.2 Çoklu sistemlerin bileşenlerinin çözümlenmemiş ikiliği hakkında Açıkça söylemek gerekirse, sistemin belirli bir bileşeni (tek bir yıldız olarak gözlemlenir) daha sonra ikili veya çoklu bir sistem olabileceğinden, incelenen sistemler daha yüksek bir çoğulluğa sahip olabilir. . Bu "gizli", fotometrik olarak çözülmemiş ikilik kendini çeşitli şekillerde gösterebilir. Dolayısıyla, bu kadar yakın bir ikilinin yörünge düzlemi, gökyüzü düzlemine yeterince geniş bir açıyla yerleştirilirse, yörünge hareketinden dolayı bileşenlerin radyal (radyal) hızlarındaki değişiklik, spektralde bir kayma olarak kendini gösterir. gözlemlenen spektrumdaki bileşenlerin çizgileri (Doppler etkisi). Bugün yaklaşık üç bin bu tür ikili (bunlara spektroskopik denir) bilinmektedir. Yörüngenin gökyüzü düzlemine eğimi 90 dereceye yakınsa, bileşenlerden biri yörünge hareketi sürecinde ikinci diskin üzerinden geçebilir (veya onu tutabilir), bu da integralde bir değişikliğe yol açar. sistemin parlaklığı. Bu tür (sözde tutulma) sistemler, yedi ila on beş bin arasında değişen çalışma dereceleriyle bilinmektedir. Son olarak, en yakın sistemler, bileşenlerden birinin evrimsel genişlemesi nedeniyle, bileşenler arasındaki madde alışverişi aşamasına geçebilir. Bu durumda, "toplayıcı", eğer çok kompakt bir nesneyse (bir nötron yıldızı veya bir kara delik), "vericiden" gelen tüm maddeyi bir kerede toplayamaz. Sistemde, içinde dönen maddenin hız gradyanı nedeniyle bir X-ışını radyasyonu kaynağı olan bir yığılma diski oluşur. Yaklaşık dört yüz sözde var. x-ışını ikili dosyaları. Örnek olarak yukarıda bahsedilen WDS = CCDM = TDSC sistemi verilebilir, bileşenlerinden birinin spektroskopik ikili, diğerinin ise birbirine daha da yakın iki çiftten oluşan dörtlü bir sistem olduğunu hesaba katarsak çokluğu dört kat artar. : (i) spektroskopik ve (ii) spektroskopik, aynı anda ve örten olarak gözlenir. Yakın ikililerin daha az temsili gözlemsel başka türleri de vardır. Bu bölümde listelenen tüm durumlarda, gözlemcinin tek bir ışık kaynağı ile ilgilendiğine dikkat edilmelidir (yani, bileşenler ayrı ayrı gözlenmez). Varlığı sistemin hiyerarşi seviyesini artıran çoklu sistemlerde yakın fiziksel çiftlerin aranması çeşitli şekillerde gerçekleştirildi. WDS metin notları (Notlar dosyası), WDS'de bileşen olarak sunulan, ancak bir çift olan bazı çözülmemiş yıldızların ikili doğasını vurgulamak için ayrıştırıldı. Böylece, yüksek çokluklu sistemlerde gözlem tipi belirtilmeden 1 değişken ikili, 1 spektroskopik ikili ve 33 yakın çift bulundu. Ek olarak, en büyük tayfsal ikili dosyalar (SB9, 53 spektroskopik çift tespit edildi), değişken yıldızlar (OKPS, 19 tutulma ikilisi) ve yörünge ikilileri (ORB6, 16'sı birbiriyle örtüşen 36 yakın çift) kataloglarından elde edilen verilerle bir karşılaştırma yapıldı. Notes kullanılarak bulunan yakın çiftler). gözlem tipini belirtmeden çiftler). Toplamda, 92 sistemde sistem hiyerarşisinin derecesini artıran 127 yakın çift bulundu. Fotometrik olarak çözülmemiş iki çiftten oluşan bir sistemdeki 35 tespit vakasının her birinde, farklı çiftler mi yoksa aynı mı olduklarını belirlemek için ek çalışmalar yapılmalıdır. 5 Sonuç Çalışmanın sonucu, yüksek çokluklu yıldız sistemlerinin bileşenlerinin tanımlarının bir kataloğunun yanı sıra en yüksek çokluğa sahip hiyerarşik sistemler olarak kabul edilebilecek sistemlerin bir listesidir. Bu son liste daha dikkatli analiz ve ek gözlemler gerektirir. Literatür Kovaleva ve ark. 2015, Astronomi ve Hesaplama 11, 119 Malkov ve ark. 2013, Astronomik ve Astrofizik İşlemler, 28, 235 Tokovinin A., Rev. Meksika. Astron. Astrof. Konf. Ser., Ed. C. Allen ve C. Scarfe (Instituto de Astronomia, UNAM, Meksika) 21, 7, Larson R.B. İkili yıldızların oluşumu: IAU Symp , Surdin V. ASP Conf. Sör. 228, 568, Tokovinin A., Astron. Astrofiler. ek Sör. 124, 75, Mason B.D., Wycoff G.L., Hartkopf W.I., Douglass G.G., Worley C.E. 2016, VizieR Çevrimiçi Veri Kataloğu: B/wds. Dommanget J., Nys O. 2002, VizieR Çevrimiçi Veri Kataloğu: 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, Baltık Astronomi 24, 157. P. Christen. Veri eşleştirme: kayıt bağlantısı, varlık çözümü ve yinelenen algılama için kavramlar ve teknikler. Springer Science & Business Media, ISBN: XX+272 s.; I. Bhattacharya, L. Getoor. Grafiklerde varlık çözünürlüğü // Madencilik grafiği verileri. 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, A.A, Batten, A.H., et al. 2014, VizieR Çevrimiçi Veri Kataloğu: B/sb9 Samus, N.N., Durlevich, O.V., et al. 2013, VizieR Çevrimiçi Veri Kataloğu: B/gcvs ORB6: Mason ve Hartkopf 2007, IAUS 240, 575 Maksimum çokluğa sahip hiyerarşik yıldız sistemlerini arayın Nikolay A. Skvortsov, Leonid A. Kalinichenko, Dana A. Kovaleva, Oleg Y. Malkov Teorik düşüncelere göre, hiyerarşik yıldız sistemlerinin çokluğu, kütlelere ve yörünge parametrelerine bağlı olarak birkaç yüze ulaşabilir. Öte yandan, gözlemsel veriler en fazla yedili sistemlerin varlığını doğrulamaktadır. Modern görsel çift ve çoklu yıldız kataloglarından çok sayıda (6+) yıldız sistemini inceleyerek aralarında hiyerarşik sistemlere aday bulmaya çalışıyoruz. Bileşenlerinden bazılarının, sistemin çeşitlilik derecesini artıran ikili/çoklu olduğu bulundu.Ayrıca, bu sistemler hakkında mevcut tüm bilgileri toplamak için öncelikle bileşenlerinin eksiksiz ve doğru bir çapraz tanımlamasını yapmak gerekliydi.225

ILB ikili tanımlama kataloğunun geliştirilmesi Skvortsov L.A. Kalinichenko FRC "Bilişim ve Kontrol" RAS Moskova, Rusya A.V. Karchevsky D.A. Kovaleva O.Yu. Malkov [e-posta korumalı] Astronomi Enstitüsü

ÇOKLU YILDIZLAR DA Kovaleva Astronomi Enstitüsü RAS Çoklu yıldızlar, araştırmacılar için oldukça yaygın ve ilginç nesnelerdir. Bileşenlerin ortak kökeni, hiyerarşik veya hiyerarşik olmayan

Astronomi D.A.'da birden fazla nesnenin atama ve çapraz tanımlama sorunları Kovaleva P.V. Kaigorodov O.Yu. Malkov Astronomi Enstitüsü RAS, Moskova [e-posta korumalı] [e-posta korumalı] [e-posta korumalı] L.A. Kalinichenko

Anlatım 5 5. ÇİFT YILDIZLAR VE YILDIZ KİTLELERİ Gerçekte önemli ölçüde farklı mesafelerde olmalarına rağmen, iki yıldız gökyüzünde çok sık olarak birbirine yakın görünebilir. Böyle rastgele

GÜNEŞİN ÇEVRESİNDEKİ GENİŞ İKİLİ YILDIZ ÇİFTLERİNİN DİNAMİK İNCELENMESİ Kiselev A.A.,., Romanenko L.G.,., Shakht N.A.,., Kiyaeva O.V.,., Grosheva E.A.,., Izmailov I.S. Ana Astronomik Gözlemevi

Pratik yuvarlak 11. Sınıf 11. Sınıf XI. 1 PLANET VE HALKA O.S. Ugolnikov mu? Grafik, 21. yüzyılın ilk 30 yılında (yaklaşık bir yörünge) Dünya'nın gökyüzündeki Satürn'ün parlaklığının zamana bağımlılığını göstermektedir.

İkili Yıldız Veritabanı (BDB) c P.V. Kaigorodov c O.Yu. Malkov c D.A. Kovaleva Astronomi Enstitüsü RAS [e-posta korumalı] [e-posta korumalı] [e-posta korumalı] Açıklama

"Astronomi ve Astrofizik" serisinin üçüncü kitabı, yıldızlarla ilgili modern fikirlerin bir özetini içerir. Takımyıldızların isimleri ve yıldızların isimleri, onları gece ve gündüz gözlemleme olasılığı hakkında, ana hakkında bilgi verilir.

ASTROFİZİK BÜLTENİ, 2015, cilt 70, 4, s. 456 468 UDC 524.38-325 2015 PULKO PROGRAMININ SEÇİLMİŞ ÇOKLU YILDIZLARI O. V. Kiyaeva 1* 1, 2**, V. V. Orlov 1 Ana (Pulkovo) Astronomik Gözlemevi

ASTROFİZİK BÜLTENİ, 2008, cilt 63, 4, s. 384 388 UDC 524.382-352:520.844 BENEK İNTERFEROMETRİK İKİLİ SİSTEMLERİN HESAPLANAN MALZEMELERİ c 1, 2* 2008 MA Al-Wardat 1 Dpto. Fisika Teorica

Galaksinin "X-ışını sırtı": çalışmanın tarihi

R. Burenin IKI, Moskova SAI, 11 Mart 2013 X-ışını spektrumu (XRG) ART (Rusya), erosita (Almanya) erosita incelemesinde SRG gözlemevinin tüm gökyüzü X-ışını araştırması desteği

TACİKİSTAN CUMHURİYETİ BİLİMLER AKADEMİSİ RAPORLARI 2008, cilt 51, 2 UDC 524.338 AC Scorpio ASTROPHYICS IŞIĞININ DEĞİŞKENLİĞİ (Sunucu, Tacikistan Cumhuriyeti Bilimler Akademisi Akademisyeni P.B.Babadzhanov 14.04.2008)

Gomulina N.N. “Teleskoplar ve özellikleri” dersinin modeli. Astrofizik araştırma yöntemleri. Tüm dalga astronomisi” Konusu. Teleskoplar ve özellikleri. Astrofizik araştırma yöntemleri. Tüm dalga

XX St. Petersburg Astronomi Olimpiyatı teorik tur, çözümler 013 Şubat 16 9. Sınıf 1. Venüs yörüngesinin ekliptik eğim açısının hangi değerlerinde, Venüs'ün geçişine hayran olabiliriz

Belediye bütçe eğitim kurumu "Özersk orta okulu. D. Tarasov "Astronomi 11. Sınıf ÇALIŞMA PROGRAMI 1 tarihli metodolojik dernek protokolü toplantısında ele alındı.

ASTRONOMİ MOSKOVA OKUL OLİMPİYATI. 2017 2018 akademik yılı TAM ZAMAN AŞAMA 10 11 derece REFERANS VERİLERİ Temel fiziksel ve astronomik sabitler Yerçekimi sabiti G = 6.672 10 11 m 3

XXII St. Petersburg Astronomi Olimpiyatı teorik turu, çözümler 2015 28 Şubat 9. sınıf 1. Yıldızlara olan mesafeyi ölçmek için ilk başarılı girişimler üç gökbilimci tarafından yapıldı: V. Struve

Laboratuvar çalışması 5 YILDIZLARIN KENDİ HAREKETLERİNİN İNCELENMESİ Çalışmanın amacı: elektronik tablo ortamında diyagram modunda, gökyüzünün belirli alanlarında yıldızların uygun hareketlerini görselleştirmek; alınan görüntülere göre

Astronomide Tüm Rusya Olimpiyatının bölgesel aşamasının görevlerine çözümler. Sınıf. Şart. Boyut olarak (olay ufku) iki kara delik Dünya ve Ay ile çakışır ve ortak bir merkez etrafında döner.

OYUNCULAR listesi Yu.N.Pariyskiy (giriş, bölüm 1, sonuç) T.A. Semenova (Giriş, bölüm 1, sonuç) O.V. Verkhodanov (Giriş, bölüm 1, sonuç) A.V. Temirova (bölüm 1) P.G. Tsibulev

Fesenko B.I. METEOROİD ETKİSİNDEN ÖNCEKİ OLAYLAR Zaman zaman Dünya'nın yanından uçan ve aynı zamanda deneyimlemeyen küçük bir cismin yörüngesinin evriminin yaklaşık bir istatistiksel modeli

Okulda "Astronomi" konusunun eğitimsel ve metodolojik desteği 2017 "Astronomi" konusunun çalışmasının organizasyonu hakkında

8. sınıf Şu anda gökyüzünde bilinen kaç takımyıldız var? Astronomik gözlem teknolojisi alanındaki ilerleme, sayılarının artmasına katkıda bulunuyor mu? Cevabı açıklayın. Perm hangi şehirde

Federal Devlet Bütçe Bilim Kurumu UZAY ARAŞTIRMALARI ENSTİTÜSÜ Rusya Bilimler Akademisi Projesi-2164 E. Vitrichenko, N. Bondar, L. Bychkova, V. Bychkov Kaçan iki A-yıldızının incelenmesi

Açıklayıcı not 11. sınıfta "Astronomi" konulu çalışma programı, aşağıdaki yasal ve düzenleyici belgeler temelinde derlenmiştir: 1. 29 Aralık 2012 tarihli Federal Yasa 273-FZ "On

Moskova Astronomi Olimpiyatı 2013-14 akademik yılı çözümleri. Kısa görevler. 10-11 derece. 1. 45 derecelik bir enlemde kurulmuş bir teleskop, ufkun en az 15 derece üzerindeki nesneleri hedefleyebilir. Tanımlamak,

ASTROFİZİK BÜLTENİ, 2010, cilt 65, 3, s. 264 269 UDC 524.38-323.8:520.844 YENİ HIPPARCOS ÇİFT YILDIZLARININ Yörüngeleri: III c 2010 I.I. Balega, Yu.Yu. Balega, E.V. Malogolovets Özel Astrofizik Gözlemevi,

ASTRONOMİDE OKUL ÇOCUKLARI İÇİN TÜM RUS OLİMPİYATI YILIN astronomi okul çocukları için Tüm Rusya Olimpiyatı Bölgesel aşamasının jürisinin çalışması için TALİMATLAR Moskova Tüm Rusya'nın Bölgesel aşamasının jürisinin görevleri

10. Sınıf X/XI.3 EĞİMLİ HAT O.S. Ugolnikov Bir teleskop sistemi ve 5 m odak uzaklığına ve 10 A/mm çözünürlüğe (ölçek) sahip bir spektrograf kullanarak, belirli bir gezegenin spektrumu elde edildi. Gözlemci

Teorik turun görevleri Talimatlar 1. İngilizce ve ana dilinizde bir zarf içinde görev metinleri alacaksınız. 2. 15 kısa problem (1-15 problem) ve 3 uzun problem çözmeniz için size 5 saat verilir. 3. Yapabilirsin

Astronomide okul çocukları için tüm Rusya Olimpiyatı 16 Bölgesel aşama 1. Sınıf 1 Durum Bir astronom, 1x büyütmeli bir teleskopla görsel gözlemler yapar Mümkün olan maksimum yıldızı belirleyin

Sınıf. Şart. Gezegenin dönüş yönünde dairesel ekvator yörüngesinde hareket eden bir uydu, yıldız günde 5 kez izleme istasyonunun üzerinden geçer. İzleme istasyonunun üzerinden bir uydu da geçer,

Mastering hedefleri ve disiplinin kısa bir açıklaması

11. sınıf için astronomi çalışma programı - 29 Aralık 2012 tarihli Federal Yasa temelinde derlenmiştir. 273-FZ "Rusya Federasyonu'nda Eğitim Üzerine"; - 10 11 genel eğitim sınıfı için astronomi kurs programları

GENİŞLEYEN EVREN Yeni kavramlar: Evrenin büyük ölçekli yapısı Evrenin Yaşı Homojen izotropik modeller İlk tekillik Arka plan (kalıntı) radyasyon Fotometrik paradoks

TEORİK TUR 9. sınıf IX. 1 ORIENTAL EXPRESS Tren, 50 km/s hızla doğuya doğru düzgün bir şekilde hareket ediyor. Yolcuları, günde bir kez aynı anda ayın üst zirvesini gözlemler.

XX Astronomi okul çocukları için Tüm Rusya Olimpiyatı 10. Sınıf X. 1 BAHAR KARTAL ÜZERİNDE AY 20 Mart'ta Orel'de 19:36 Moskova saatinde, Ay'ın astronomik azimutu 0'dır. Yüksekliği nedir

10. Sınıf 1 ULUSLARARASI UZAY İSTASYONU O.S. Ugolnikov Size, Ay'ın diski üzerinde uçan Uluslararası Uzay İstasyonu'nun bir fotoğrafı sunuldu (Ed Morana, ABD tarafından, kapakta 3 sayfa). ISS görüntüleri çekildi

TEORİK YUVARLAK 9. Sınıf IX/X.1 SENKRON DOĞRUDAN O.S. Ugolnikov İki uzak yıldızın üst zirveleri aynı anda meydana gelirken, yıldızlar başucu etrafında simetrik olarak yer alır. İçinde

Astronomi Smolensk'teki okul çocukları için XXIV Tüm Rusya Olimpiyatı, 017 MARS IX.1 O.S. Ugolnikov Durumu. Yörünge istasyonu, ekvator boyunca Mars'ın etrafında döner.

XXIV St. Petersburg Astronomi Olimpiyatı teorik turu, çözümler 2017 5 Şubat 9. Sınıf 1. "Kırmızı Başlıklı Kız" filminden "Astrolog'un Şarkısı"nı hatırlayın: ... bir yıldız bir yıldızla konuşur. Şu an saat kaç?

RAW DRAFT 06/13/2017 Astronomi, 10-11. sınıflar (19 + 16 = 35 saat) Tematik planlama Ders konusu Sipariş 506 Vorontsov-Velyaminov Planetaryumu şunları sunar: 1 Astronomi konusu (2 saat) 1 Hangi çalışmalar

RUSYA FEDERASYONU EĞİTİM VE BİLİM BAKANLIĞI FEDERAL DEVLET BÜTÇESİ BİLİM ENSTİTÜSÜ RUSYA BİLİMLER AKADEMİSİ ÖZEL ASTROFİZİK GÖZETİMİ 0 Ocak 01.

Belediye bütçe eğitim kurumu ortaokul 4 Baltiysk'te "Astronomi" konusunun çalışma programı 10. Sınıf, temel seviye Baltiysk 2017 1. Açıklayıcı

ASTRONOMİ MOSKOVA OKUL OLİMPİYATI. 2017 2018 akademik yılı d. DAHİL AŞAMA 6 7 Sınıflar Kararlar ve Kriterler Problem 1 Plüton'da bir okulda öğrencilere astronomi öğretiliyor. Derslerde onlara eğitim veriliyor

Dolgikh Elena Nikolaevna Kurumun Ek Eğitim Bölüm Başkanı "Rus Ders Kitabı", Ph.D. Düzenleyici belgeler Eğitim ve Bilim Bakanlığı'nın 06/07/2017 tarihli 506 sayılı Emri "FC SES'de Değişiklikler Hakkında" Emri

A.I.Galeev, I.F.Bikmaev, V.V.Shimansky, N.V.Borisov RTT150 TELESKOP ÜZERİNDEKİ GÖZLEMLERLE KEŞFİ EDİLEN YENİ DEĞİŞKEN YILDIZLARIN KEŞFİ VE SINIFLANDIRILMASI Kazan Üniversitesi 1.5-m Türkiye'deki 1.5-m teleskopu

Astronomi 2017-2018 akademik yılında okul çocukları için Tüm Rusya Olimpiyatının belediye aşaması için görevler ve çözümler Görev 1. Sınıf 9 Canopus'un (α Carinae) paralaksı 10.4 ark milisaniyedir. mesafeyi bul

Teorik fizik, astrofizik ve kozmoloji Cilt 8, N 1, s.1 7, c1, 18.1.1; c, 15 Nisan 13 Elektronik: TFAC: 4488-7 c, 15 Nisan 13 ISSN 1991-3117; EISSN 1991-397 13, CTFA Tüm hakları saklıdır DOI: 1.9751/TFAK.4488-7

RUSYA FEDERASYONU EĞİTİM VE BİLİM BAKANLIĞI FEDERAL DEVLET BÜTÇESİ BİLİM ENSTİTÜSÜ RUSYA BİLİMLER AKADEMİSİ ÖZEL ASTROFİZİK GÖZETİM ONAYLANMIŞ 20 Ocak 2012

Yerçekimi ve zaman kuvveti Yakhontov VN. Zamansal mekan, hareket ve etkileşim modelinin ana hükümlerini sunan makalelerde, düzeltilmesi gereken hatalar bulundu. Bu

10. Sınıf 1. Durum. Bir astronom, 10x büyütmeli bir teleskop aracılığıyla görsel gözlemler yapar. Görebildiği en sönük yıldızların mümkün olan maksimum büyüklüğünü belirleyin. 1. Karar.

5 Mart 011 65. Moskova Astronomi Olimpiyatı Final etabı. Çözümler. 10-11. Sınıflar 1. 1 Mart'ta gözlemcinin Güneş'in tam doğudan doğduğunu gördüğünü varsayalım. Hangi noktada (ne zaman

XIX St. Petersburg Astronomi Olimpiyatı pratik turu, çözümler 2012 11 Mart 10. Sınıf XVIII yüzyılın ortalarında, gökbilimciler güneş sistemindeki mesafeleri bağıl birimlerde belirleyebildiler.

Sitnova Tatyana Mikhailovna'nın tezi üzerine RESMİ MUHABİRİN İNCELENMESİ “B'den spektral sınıfların yıldızlarının atmosferlerinin temel parametrelerini ve kimyasal bileşimini belirlemek için ltr olmayan yöntemlerin geliştirilmesi

Izv. Kırım Astrofizikçisi. Gözlemler 113, 1, 83 87 (2017) Kırım Astrofizik Gözlemevi'nin İzvestiası UDC 52-17 Fotometrik gözlemlerin akış işlemesi için yazılım Kırım Astrofizik

H Y / X X i. 1 George Howerd Herbig, 2 Ocak 1920'de Batı Virginia'da doğdu. 1943'te Berkeley'deki California Üniversitesi'nden mezun oldu ve 1948'de orada doktorasını aldı.

Tüm Rusya Olimpiyatının astronomideki okul çocukları için görevleri Görevler (5-6. sınıflar) 1. Venüs, Dünya, Mars, Jüpiter, Satürn. Bu listede fazladan bir nesne bulun ve seçiminizi açıklayın. 2. Güneş'in hangi cisimlerinden

Astrofizik Kataloglarda Koordinat Verileri ve Yıldız Tanımlama Nuriya T. Ashimbaeva, Sternberg Astronomi Enstitüsü Makalemizin amacı, yüksek hassasiyetli konumsal yıldız kataloglarını derleyerek yapmaktır.

Chelyabinsk Devlet Üniversitesi Bülteni (84) Fizik Sayı 4 C 4 5 ASTROFİZİK OV Eretnova M A Ebel TEMAS KEŞFİ OLASILIĞININ TAHMİNİ KAPALI İKİLİ YILDIZLAR W UA a Olasılıklar hesaplanır

Bir saat içinde tüm astrofizik Sergey Popov SAI MSU evren hakkında 10 gerçek 1. Güneş bir yıldızdır. Yıldızlar arasındaki mesafeler ışık yılıdır. 2. Güneş sistemi, yerçekimsel olarak bölgenin bittiği yerde biter.

2003 ST. PETERSBURG ÜNİVERSİTESİ BÜLTENİ Ser. 1 Sayı. 4 (25) ASTRONOMİ UDC 521:27 VV Bobylev, VV Vityazev, GA Goncharov GÖRSEL İKİLİ YILDIZLARIN KİNEMATİK ANALİZİ 1. Giriş

69. Moskova Astronomi Olimpiyatı. 14 Şubat 2015 10-11 sınıf 1. Uzak bir gezegende bir yıl, güneş günlerinin T=456.789'u kadardır. Bu gezegende bir güneş günü s = 20 Dünya saatine eşittir,

Krasnov V.D. Gezegen tipi sistemlerde nesnelerin tam hareket yasası

Bu topoloji en popüler olanıdır ve tüm modern ağların işleyişinin temelidir: hem evde hem de ofiste. Ağ düğümlerini bağlamak için zaten bir cihaz gereklidir - ağdaki tüm bilgisayarların bağlı olduğu bir anahtar. Bir kablosuz ağ için bu anahtar bir kablosuz erişim noktasıdır.

Anahtarlama cihazının üretimine bağlı olarak, ağ hem yarı çift yönlü hem de tam çift yönlü modlarda çalışabilir. Bu, aşağıdaki teknolojik özelliklerden kaynaklanmaktadır:

WiFi teknolojisi üzerinde çalışan bir kablosuz ağ - teknolojik olarak yalnızca tüm düğümlere seri bağlantı ile yarı çift yönlü modda çalışabilir.
- pasif veya aktif bir hub kullanan bir ağ - böyle bir ağın çalışma prensibi, Bus topolojisini kullanan bir ağın çalışma prensibine benzer. Temel fark, bir veri yolu yerine, çok sayıda paketi kendi içinden geçiren ve birisinin kabul edeceği umuduyla onları bir bilgisayardan herkese yayınlayan bir anahtarın kullanılmasıdır. Sonlandırıcılar böyle bir ağda kullanılmaz, çünkü ağdaki istemci düğümleri paketleri yansıtmaz, ancak gönderene yalnızca sağlama toplamı şeklinde bir "alındı ​​bildirimi" gönderebilir. Genel olarak konuşursak, böyle bir ağ, iletim ortamının daha yüksek kalitesi nedeniyle bir veri yolundan daha hızlıdır.

Anahtar (anahtar) kullanan bir ağ, hub rolünün yalnızca yukarıda belirtilen cihaz tarafından gerçekleştirildiği yüksek hızlı bir ağdır. Aradaki fark, basit bir hub'dan farklı olarak, anahtarın bellekte ağ adresleri bulunan geçici bağlantı noktası eşleme tabloları oluşturmasıdır, bu da anahtarın paketleri arka arkaya herkese değil, yalnızca alıcıya göndermesine olanak tanır. Böylece, Tam Çift Yönlü modda (tam çift yönlü) izole oturumlar oluşturmak ve veri aktarmak mümkündür, bu da çarpışmaları önlemenize ve bilgisayarlar ve diğer ağ cihazları arasında veri aktarımını önemli ölçüde hızlandırmanıza olanak tanır. Ayrıca, akıllı yönetilen anahtarlar, ağı birkaç yalıtılmış alt ağa bölmenize olanak tanır; bu, ağ kullanıcı erişiminin çeşitli segmentlerine ayrılmasını organize ederken kullanışlıdır.

Daha yüksek seviyeli iletkenler kullanılarak daha yüksek ağ bant genişliği;
- kolay teşhis - bir "sabotajcı" bulmak her zaman kolaydır, çünkü ana bilgisayarları ağdan birer birer ayırmak yeterlidir;
- bir düğümün arızalanması, ağ kablosunda hasar olsa bile, tüm ağa zarar vermez;
- daha pahalı, ancak yine de kolay ölçeklendirme - bir kablo ana göbeğe kadar çekilirse, en yakınına ek bir göbek yerleştirebilir ve yeni istemcileri bağlayabilirsiniz. Elbette, ağın hangi amaçlarla kullanıldığını düşünmek önemlidir. İnternet paylaşımını organize etmek için bu seçenek oldukça makul, ancak ağ 1C programını veritabanı dosyalarına doğrudan erişim modunda kullanıyorsa, bu yöntem kabul edilemez olabilir.

Yalnızca iki makineden oluşan en basit ağ düşünüldüğünde bile, herhangi bir iletişimin imkansız olduğu iletişim hatları üzerinden sinyallerin fiziksel iletimiyle ilgili sorunlar da dahil olmak üzere, herhangi bir bilgisayar ağında bulunan birçok sorun görülebilir.

Hesaplamada, verileri temsil etmek için ikili kod kullanılır. Bilgisayarın içinde, ayrık elektrik sinyalleri verilere bir ve sıfırlara karşılık gelir. Verilerin elektriksel veya optik sinyaller şeklinde temsiline denir. kodlama. İkili basamak 1 ve 0'ı kodlamanın çeşitli yolları vardır; örneğin, bir voltaj seviyesinin bire ve diğerinin sıfıra karşılık geldiği potansiyel bir yol veya sayıları temsil etmek için farklı veya aynı polariteye sahip darbeler kullanıldığında bir darbe yolu. .

Bilgisayar ağlarında, ayrık verilerin hem potansiyel hem de dürtü kodlamasının yanı sıra, bir bilgisayarda asla kullanılmayan verileri sunmanın belirli bir yolu kullanılır - modülasyon(Şek. 1.9). Modülasyon sırasında, ayrık bilgi, mevcut iletişim hattının iyi ilettiği frekansın sinüzoidal bir sinyali ile temsil edilir.

Yüksek kaliteli kanallarda potansiyel veya darbe kodlaması kullanılırken, kanal iletilen sinyallere ciddi bozulma getirdiğinde sinüzoidal modülasyon tercih edilir. Tipik olarak modülasyon, sesi analog biçimde iletmek üzere tasarlanmış ve bu nedenle darbelerin doğrudan iletimi için pek uygun olmayan analog telefon bağlantıları üzerinden veri iletirken geniş alan ağlarında kullanılır.

Sinyalizasyonda çözülmesi gereken bir diğer problem ise karşılıklı senkronizasyon Bir bilgisayarın vericisi ile diğerinin alıcısı. Bilgisayar içindeki modüllerin etkileşimini düzenlerken, bu sorun çok basit bir şekilde çözülür, çünkü bu durumda tüm modüller ortak bir saat üretecinden senkronize edilir. Bilgisayarları bağlarken senkronizasyon sorunu, hem özel saat darbelerini ayrı bir hat üzerinden değiştirerek hem de önceden belirlenmiş kodlarla veya veri darbelerinin şeklinden farklı karakteristik bir şekle sahip darbelerle periyodik senkronizasyon kullanarak farklı şekillerde çözülebilir.

Alınan önlemlere rağmen - uygun bir veri değişim hızı seçimi, belirli özelliklere sahip iletişim hatları, alıcı ve vericiyi senkronize etmek için bir yöntem - iletilen verilerin bazı bitlerini bozma olasılığı vardır. Bilgisayarlar arasında veri aktarımının güvenilirliğini artırmak için genellikle standart bir teknik kullanılır - sayma sağlama toplamı ve her bayttan sonra veya bazı bayt bloklarından sonra iletişim hatları üzerinden iletilmesi. Çoğu zaman, veri alışverişi protokolüne, veri alımının doğruluğunu onaylayan ve alıcıdan göndericiye gönderilen zorunlu bir unsur olarak bir sinyal alımı dahil edilir.

Bilgisayar ağlarında karşılık gelen elektromanyetik sinyallerle temsil edilen ikili sinyallerin güvenilir alışverişi görevleri, belirli bir ekipman sınıfı tarafından çözülür. Yerel ağlarda bu ağ bağdaştırıcıları ve küresel ağlarda - örneğin ayrı sinyallerin modülasyonunu ve demodülasyonunu gerçekleştiren cihazları içeren veri iletim ekipmanı, - modemler. Bu ekipman, her bilgi bitini kodlar ve kodunu çözer, elektromanyetik sinyallerin iletişim hatları üzerinden iletimini senkronize eder, iletimin doğruluğunu sağlama toplamı ile kontrol eder ve diğer bazı işlemleri gerçekleştirebilir. Ağ bağdaştırıcıları, kural olarak, belirli bir iletim ortamı- koaksiyel kablo, bükümlü çift, optik fiber, vb. Her bir iletim ortamı türü, ortamın kullanım şeklini etkileyen ve sinyal iletim hızını, bunları kodlama yöntemini ve diğer bazı parametreleri belirleyen belirli elektriksel özelliklere sahiptir.

Yukarıdakilerin tümü, dejenere bir ağdaki iletim sorunlarının çözülmesine yardımcı olacaktır. Şunlar. sadece iki bilgisayarın olduğu yer.

Daha fazla bilgisayar birbirine bağlandığında, yepyeni bir dizi sorun ortaya çıkar.

Her şeyden önce, fiziksel bağlantıları organize etmek için bir yöntem seçmek gerekir, yani, topoloji.

Ağ topolojileri. Temel kavramlar (17-18)

Bir bilgisayar ağının topolojisi, köşeleri ağ bilgisayarlarına (bazen hub'lar gibi diğer ekipmanlara) ve kenarları arasındaki fiziksel bağlantılara karşılık gelen bir grafiğin konfigürasyonu olarak anlaşılır. Bir ağa bağlı bilgisayarlara genellikle şu ad verilir: istasyonlar veya düğümler ağlar.

yapılandırma olduğunu unutmayın fiziksel bağlantılar bilgisayarların birbirine elektriksel bağlantıları ile belirlenir ve konfigürasyondan farklılık gösterebilir. mantıksal bağlantılar ağ düğümleri arasında Mantıksal bağlantılar, ağ düğümleri arasındaki veri aktarım yollarıdır ve iletişim ekipmanının uygun şekilde yapılandırılmasıyla oluşturulur.

Elektrik bağlantılarının topolojisinin seçimi, ağın birçok özelliğini önemli ölçüde etkiler. Örneğin, yedekli bağlantıların varlığı, ağın güvenilirliğini artırır ve bireysel kanalların yükünü dengelemeyi mümkün kılar. Bazı topolojilerde bulunan yeni düğüm ekleme kolaylığı, ağı kolayca genişletilebilir hale getirir. Ekonomik hususlar genellikle minimum toplam iletişim hattı uzunluğu ile karakterize edilen topolojilerin seçimine yol açar. En yaygın topolojilerden bazılarını düşünün.

Tam bağlantı(16)

Tamamen Bağlı Topoloji, ağdaki her bilgisayarın diğer her bilgisayara bağlı olduğu bir ağa karşılık gelir. Mantıksal basitliğe rağmen, bu seçeneğin hantal ve verimsiz olduğu ortaya çıkıyor. Gerçekten de, ağdaki her bilgisayar, ağdaki diğer bilgisayarların her biri ile iletişim kurmaya yetecek kadar çok sayıda iletişim bağlantı noktasına sahip olmalıdır. Her bilgisayar çifti için ayrı bir elektrik iletişim hattı tahsis edilmelidir. Tam bağlantılı topolojiler, yukarıdaki gereksinimlerin hiçbirini karşılamadıkları için nadiren kullanılır. Daha sıklıkla bu tür topoloji, çok makineli komplekslerde veya az sayıda bilgisayar içeren küresel ağlarda kullanılır.

Diğer tüm seçenekler, iki bilgisayar arasındaki iletişimin, diğer ağ düğümleri aracılığıyla ara veri iletimi gerektirebileceği ağ olmayan topolojilere dayanmaktadır.

Petek(16)

hücresel topoloji ( ağ) bazı olası bağlantıları kaldırarak tamamen bağlı olandan elde edilir. Mesh topolojisine sahip bir ağda, yalnızca aralarında yoğun veri alışverişinin gerçekleştiği bilgisayarlar doğrudan bağlanır ve doğrudan bağlantılarla bağlı olmayan bilgisayarlar arasında veri alışverişi için ara düğümler üzerinden geçiş iletimleri kullanılır. Mesh topolojisi, çok sayıda bilgisayarın bağlanmasına izin verir ve kural olarak geniş alan ağları için tipiktir.

Genel lastik(17)

Ortak otobüs(Şekil 1.10, c) yerel ağlar için çok yaygın (ve yakın zamana kadar en yaygın) topolojidir. Bu durumda, bilgisayarlar "monte VEYA" şemasına göre bir koaksiyel kabloya bağlanır. İletilen bilgi her iki yönde de dağıtılabilir. Ortak bir veri yolunun kullanılması, kablolama maliyetini azaltır, çeşitli modüllerin bağlantısını birleştirir, ağdaki tüm istasyonlara neredeyse anında yayın erişimi imkanı sağlar. Bu nedenle, böyle bir planın ana avantajları, düşük maliyet ve tesis çevresinde kablolama kolaylığıdır. Ortak veri yolunun en ciddi dezavantajı düşük güvenilirliğidir: kablodaki herhangi bir kusur veya birçok konektörden herhangi biri tüm ağı tamamen felç eder. Ne yazık ki, bir koaksiyel konektördeki bir kusur nadir değildir. Paylaşılan veri yolunun diğer bir dezavantajı düşük performansıdır, çünkü bu bağlantı yöntemiyle aynı anda yalnızca bir bilgisayar ağa veri iletebilir. Bu nedenle, iletişim kanalının bant genişliği her zaman burada tüm ağ düğümleri arasında bölünür.

Yıldız(18)

topoloji yıldız(Şekil 1.10, d). Bu durumda, her bilgisayar ayrı bir kablo ile ortak bir cihaza bağlanır. yoğunlaştırıcı, ağın merkezinde yer alır. Hub'ın işlevi, bilgisayar tarafından iletilen bilgileri ağdaki bir veya tüm diğer bilgisayarlara yönlendirmektir. Bu topolojinin ortak bir veriyoluna göre ana avantajı, önemli ölçüde daha yüksek güvenilirliktir. Kabloyla ilgili herhangi bir sorun yalnızca bu kablonun bağlı olduğu bilgisayarla ilgilidir ve yalnızca hub'ın arızalanması tüm ağı devre dışı bırakabilir. Ek olarak, yoğunlaştırıcı, düğümlerden ağa gelen akıllı bir bilgi filtresi rolünü oynayabilir ve gerekirse yönetici tarafından yasaklanan aktarımları engelleyebilir.

Bir yıldız topolojisinin dezavantajları, bir hub satın alma ihtiyacı nedeniyle ağ ekipmanının daha yüksek maliyetini içerir. Ek olarak, ağdaki düğüm sayısını artırma yeteneği, hub bağlantı noktası sayısı ile sınırlıdır. Bazen, yıldız tipi bağlantılarla hiyerarşik olarak birbirine bağlanan birkaç hub kullanarak bir ağ oluşturmak mantıklıdır (Şekil 1.10, e). Şu anda hiyerarşik yıldız, hem yerel hem de geniş alan ağlarında en yaygın bağlantı topolojisi türüdür.

Hiyerarşik topoloji(17)

Hiyerarşik topoloji, genişletilmiş yıldız topolojisine benzer. Sadece böyle bir ağda merkezi düğüm yoktur. Bunun yerine, kullanır gövde düğümü, hangi dalların (dalların) diğer düğümlere ayrıldığı. İki tür hiyerarşik topoloji vardır: ikili ağaç - her düğümden iki bağlantı ayrılır; ve gövde ağacı - gövde düğümünün, kanalların iş istasyonlarına gittiği dal düğümleri vardır.

Yüzük(18)

ile ağlarda halka şeklinde konfigürasyon (Şekil 1.10, e) veriler, halka etrafında bir bilgisayardan diğerine, genellikle bir yönde aktarılır. Bilgisayar verileri "kendi" olarak tanırsa, dahili arabellekte kendisine kopyalar. Ring topolojisine sahip bir ağda, bir istasyonun arızalanması veya bağlantısının kesilmesi durumunda diğer istasyonlar arasındaki iletişim kanalının kesintiye uğramaması için özel önlemler alınmalıdır. Halka, geri bildirimi düzenlemek için çok uygun bir yapılandırmadır - tam bir dönüş yapan veriler kaynak düğüme geri döner. Bu nedenle, bu düğüm hedefe veri teslim sürecini kontrol edebilir. Genellikle halkanın bu özelliği, ağ bağlantısını test etmek ve düzgün çalışmayan bir düğümü bulmak için kullanılır. Bunu yapmak için ağa özel test mesajları gönderilir.