WWW.DISSERS.RU

БЕСПЛАТНАЯ ЭЛЕКТРОННАЯ БИБЛИОТЕКА

   Добро пожаловать!

Pages:     | 1 |   ...   | 27 | 28 || 30 | 31 |   ...   | 65 |

лить, к какому типу относится данная переменная Следует обратить особое внимание на обусловзвезда. Знание типа переменности во многих случаях ленное существующей инфраструктурой неблагоприпозволяет на основе фотометрических наблюдений ятное расположение места наблюдений. Обсерватория оценить основные физические параметры звезды:

расположена на крыше корпуса «П» СибГАУ. Тепломассу, светимость, возраст, а у затменных переменвые потоки от здания и кондиционеров значительно ных – параметры двойной системы.

ухудшают качество изображения. Находящиеся поТаким образом, переменные звезды дают достаблизости с корпусом промышленные предприятия, точно много информации. Чем больше переменных действующий стадион (на расстоянии ~700 м), незазвезд мы откроем в разных направлениях и на разном мерзающий Енисей (~1 000 м) и проспект Краснояррасстоянии, тем лучше будем знать нашу Галактику – ский рабочий с оживленным движением и рекламной Млечный Путь. Среди тысяч новых переменных наиллюминацией увеличивают световое и аэрозольное верняка окажутся интересные для астрофизики двойзагрязнение. Это, в свою очередь, негативно сказываные системы с перетеканием вещества от одной звезется на качестве фотометрии астрономических объекды к другой, а также объекты, причину переменности тов [2].

блеска которых мы понимаем пока не до конца.

Для экстремальных городских условий, в которых Благодаря интенсивному развитию электроннонаходится учебная обсерватория СибГАУ, эмпиричевычислительной техники, компьютерных технологий ским путем была определена оптимальная экспозии методов обработки в последние десятилетия повыция, которая составила 30 с. При увеличении экспосилась эффективность получения информации не зиции предельная звездная величина, фиксируемая на только на основе новых наблюдений, но и по архивснимках, оставалась неизменной и составляла ~16m.

ным данным. В обсерваториях мира накоплены сотни Полученные снимки подвергались первичной обтысяч фотографий звездного неба (прямых и спекработке (учет темновых токов и плоского поля) и затральных). Начата реализация проектов по оцифровке тем тщательно отбирались на предмет удовлетворинакопленных фототек. По оцифрованным фототекам тельного качества.

производится поиск переменных звезд [1].

С учетом того, что один снимок имеет объем приВо избежание недоразумений следует отметить, мерно 18 248 Кб, полный объем 1 500 изображений что слово «новая» в словосочетании «новая переменсоставляет ~26 Гб. Оперировать такими объемами ная звезда» относится к слову «переменная», а не к информации довольно сложно, поэтому для ускореслову «звезда». Другими словами, когда говорится ния поиска новых переменных звезд была сделана «обнаружена новая переменная звезда», то подразувыборка 20 снимков с приблизительно равными времевается, что «обнаружена переменность блеска у менными интервалами между ними, охватывающая известной звезды, считавшейся ранее не переменной».

5 ч непрерывных наблюдений. Естественно, что такая Вестник Сибирского государственного аэрокосмического университета имени академика М. Ф. Решетнева выборка обеспечит хорошее фотометрическое покры- (в инструментальной системе), эпоха минимума блетие кривой блеска лишь для переменных звезд с пе- ска и период изменения блеска.

риодом, соизмеримым с длительностью серии наблю- Фазовые кривые блеска новых периодических педений (в нашем случае – 5 ч). Поле 2,32,3° было раз- ременных (см. таблицу) показаны на рис. 1–8. Все новые переменные звезды являются затменными.

делено на 36 взаимно перекрывающихся площадок размером 2323. В каждой площадке поиск перемен- Новая переменная звезда с идентификационным номером 1 425–379 853 по каталогу USNO-A2.0 являных звезд проводился отдельно.

ется звездой типа Алголя ( Персея; тип EA по Для поиска переменных звезд использовалась проОКПЗ). К этому типу относятся затменные двойные грамма CMunipack [3]. На электронных изображениях звезды со сферическими или слегка эллипсоидальныпрограмма отыскивает звезды и проводит их фотоми компонентами; кривая блеска позволяет фиксирометрию в условных величинах. Для каждого изобравать моменты начала и конца затмений (рис. 1).

жения создается файл со списком звезд, упорядоченным по убыванию блеска; их координаты выражены В промежутках между затмениями блеск остается почти постоянным или меняется не очень сильно, в пикселах. Далее исследователь выбирает опорный вследствие эффектов отражения, небольшой эллипкадр (reference frame), и программа осуществляет соидальности компонентов или физических изменеотождествление звезд, найденных на разных кадрах.

ний. Вторичный минимум у звезд с данным типом При активировании функции «поиск переменных переменности наблюдается не всегда. Периоды измезвезд» строится график зависимости среднеквадранения блеска переменных звезд типа EA заключены тичного уклонения инструментальной звездной велив очень широких пределах – от 0,2 и менее суток чины от величины на опорном кадре и блеска звезды.

до 10 000 и более суток; амплитуды изменения блеска Поскольку ошибка фотометрии для слабых звезд весьма различаются и могут достигать нескольких больше, чем для ярких, уклонения плавно растут величин [7].

в сторону слабых звезд, а возможные переменные звезды расположены вне общего распределения, поскольку их блеск отличается от кадра к кадру не только из-за ошибок, но и из-за реальной переменности.

Объекты, расположенные вне общего распределения, исследователь анализирует поштучно, выявляя звезды с явной переменностью. Далее, проводится проверка, не являются ли обнаруженные переменные объекты уже известными и внесенными в каталоги. Для этого проводится сравнение с базами данных Общего каталога переменных звезд (ОКПЗ [4]) и Международного регистра переменных звезд VSX (The International Рис. 1. Фазовая кривая блеска переменной звезды типа EA Variable Star Index [5]). Окончательная фотометрия (номер звезды по каталогу USNO-A2.0 1 425–379 853) найденных новых переменных звезд проводилась в программе MaxIm DL; для исследования их пеЗвезды USNO-A2.0 1 425–413 000 и 1 425–243 950, риодичности применялась программа «Эффект» как оказалось, имеют переменность типа ЕВ (протоВ. П. Горанского [6].

тип Лиры). Это затменные двойные с эллипсоидальВ пределах рассматриваемой площадки в созвезными компонентами, обладающие кривыми блеска, дии Кассиопеи, используя выборку снимков, описанзвезды не позволяют фиксировать моменты начала ную выше, мы обнаружили восемь новых переменных или конца затмений (вследствие непрерывного измезвезд (см. таблицу). В таблице указаны координаты нения видимого суммарного блеска системы в проJ2000,0, идентификация переменных звезд с катало- межутках между затмениями); наблюдается вторичгом USNO-A2.0, найденные типы переменности, ный минимум, глубина которого существенно меньше звездные величины в максимуме и минимуме блеска глубины главного минимума (рис. 2).

Новые затменно-переменные системы в Кассиопее № USNO-A2.0 (J 2000) (J 2000) Тип Max Min Min II Эпоха (JD 24...) P, сут 1 1 425–379 853 00h16m 02s,53 53 54' 20",0 EA 14m,30 < 15m,40 14m,50 55 507,125 8 1,157 2 1 425–413 000 00h 17m 30s,24 55 11' 15",5 EB 13m,50 < 14m,15 13m,73 55 513,176 0 0,893 3 1 425–243 950 00h 00m 58s,70 55 28' 50",3 EB 15m,00 15m,85 15m,25 55 402,056 3 0,518 4 1 425–458 499 00h19m 29s,89 53 39' 58",5 EW 13m,25 13m,75 13m,70 55 507,142 2 0,379 5 1 425–207 145 00h 08m 23s,94 55 28' 12",7 EW 14m,90 15m,25 15m,20 55 402,263 2 0,891 6 1 425–238 265 00h 09m 43s,95 54 51' 32",2 EW 13m,15 13m,42 13m,42 55 401,961 3 0,568 7 1 425–424 072 00h 17m 58s,73 55 37' 43",6 EW 14m,30 14m,75 14m,75 55 400,587 1 0,369 8 1 425–364 307 00h 15m 20s,91 53 42' 49",6 EW 13m,30 <13m,80 13m,74 55 507,272 0 0,334 Авиационная и ракетно-космическая техника Звезды с переменностью типа EB имеют периоды меньше 1d, состоящие из почти соприкасающихся преимущественно больше 1d (глубина минимумов эллипсоидальных компонентов и обладающие криможет быть почти одинаковой), компоненты обычно выми блеска, не позволяющими фиксировать моменранних спектральных классов В–А. При периодах ты начала и конца затмений; глубины главного и втоменьше 1d минимумы разной глубины и компоненты ричного минимумов почти одинаковы или различапо своему составу родственны затменным типа EW и ются незначительно (рис. 3).

состоят из звезд спектральных классов F-G-K. Ампли- Амплитуды изменения блеска обычно меньше туды изменения блеска обычно меньше 2m V [7]. 0,8m V. Спектральные классы компонентов обычно Звезды по USNO-A2.0: 1 425–458 499, 1 425–207 145, F–G или более поздние [7].

1 425–238 265, 1 425–424 072 и 1 425–364 307 показы- Новые переменные звезды имеют периоды, соизвают переменность типа EW (прототип W Большой меримые с интервалом наблюдений, из которого была Медведицы). Это затменно-двойные с периодами произведена выборка ПЗС-изображений для поиска.

а б Рис. 2. Фазовые кривые блеска переменных звезд типа EB (номера звезд по каталогу USNO-A2.0: 1 425–413 000 (а) и 1 425–243 950 (б)) а б в г д Рис. 3. Фазовые кривые блеска переменных звезд типа EW (номера звезд по каталогу USNO-A2.0: 1 425–458 499 (а), 1 425–207 145 (б), 1 425–238 265(в), 1 425–424 072 (г), 1 425–364 307 (д)) Вестник Сибирского государственного аэрокосмического университета имени академика М. Ф. Решетнева Мы предполагаем использовать выборку снимков, 3. C-MUNIPACK, Package of software utilities for охватывающую больший временной промежуток, для reducing astronomy CCD images intended on a observation of variable stars [Электронный ресурс].

поиска переменных звезд с большими периодами URL: http://c-munipack.sourceforge.net/.

в данном поле.

В результате проведенной работы получен наблю- 4. Общий каталог переменных звезд [Электронный ресурс]. URL: http://www.sai.msu.ru/groups/cluster/ дательный материал, выбрана и апробирована на gcvs/cgi-bin/search.htm.

практике методика поиска переменных звезд в усло5. The International Variable Star Index виях города, выявлено и исследовано восемь новых [Электронный ресурс]. URL: http://www.aavso.org/ переменных звезд: определены типы переменности, vsx/index.php.

периоды изменения блеска, максимумы и минимумы, 6. Горанский В. П. WinEfK. Программа поиска перионачальные эпохи. В дальнейшем методика, описанная дов переменных звезд (методы Лафлера–Кинмана, выше, будет использоваться для поиска новых переДиминга, построения кривых блеска и т. д.) менных звезд в обсерватории СибГАУ.

[Электронный ресурс]. URL: http://www.variablestars.ru/ FILES/winefk.rar.

Библиографические ссылки 7. Классификация переменных звезд в 1. Новые переменные звезды на оцифрованных соответствии с IV изданием ОКПЗ [Электронный пластинках московской фототеки. Поле 66 Змеересурс]. URL: http://variablestars.ru/index.phpoption= носца / Д. М. Колесникова, Л. А. Сат, К. В. Сокоcom_content&view=article&id=72&Itemid=61#5.

ловский и др. Астрономический журнал. 2010. Т. 87, 8. Гофмейстер К., Рихтер Г., Венцель В.

№ 11. С. 1087–1105.

Переменные звезды : пер. с нем., М., 1990.

2. Миронов А. В. Прецезионная фотометрия 9. Самусь Н. Н. Переменные звезды : учеб.

[Электронный ресурс]. URL: http://www.astronet.ru/ пособие [Электронный ресурс]. URL:

db/msg/1211924.

http://heritage.sai.msu.ru/ucheb/Samus/.

S. A. Veselkov, E. G. Lapukhin, N. N. Samus EIGHT NEW ECLIPSING BINARY SYSTEMS IN CASSIOPEIA Despite closely located industrial enterprises, cultural and sports facilities,the never-freezing Yenisei,a brisk avenue with its illumination, we were able to discover and study eight new eclipsing binary system in Cassiopeia using observations acquired at the new SibSAU observatory.

Keywords: variable star, eclipsing binaries system, astronomy, photometry, observation.

© Веселков С. А., Лапухин Е. Г., Самусь Н. Н., УДК. 621.454.А. Г. Воробьев, И. Н. Боровик, С. Ха РАЗРАБОТКА ЖИДКОСТНОГО РАКЕТНОГО ДВИГАТЕЛЯ МАЛОЙ ТЯГИ, РАБОТАЮЩЕГО НА ПЕРЕКИСИ ВОДОРОДА И КЕРОСИНЕ Дается описание конструкции жидкостного ракетного двигателя (ЖРД) малой тяги, работающего на перекиси водорода и керосине. Приведены основные технические характеристики, представлены результаты гидравлических испытаний.

Ключевые слова: ЖРД малых тяг, перекись водорода.

Использование высококонцентрированной пере- компонентного топлива ВПВ + керосин продолжаюткиси водорода (ВПВ) в ракетных двигателях как мо- ся в настоящее время [4; 5].

нотоплива началось в 30-х гг. 20 в. в Германии. Это К новым задачам относится разработка ЖРД тягой 500 Н, работающего на компонентах ВПВ и керосине, направление активно используется до настоящего которая осуществлялась по контракту между Московвремени в двигателях РД–107, РД–108 и их послеским авиационным институтом (МАИ) и Чунгнамдующих модификациях на ракетоносителях (РН) ским национальным университетом (Южная Корея).

«Восток», «Союз» и другие. Дальнейшие разработки Решение этой задачи базировалось на опыте создания ракетных двигателей различного назначения с исв МАИ на кафедре «Ракетные двигатели» жидкостнопользованием ВПВ как монотоплива, а также двухго ракетного двигателя (ЖРДМТ) с тягой 200 Н [1–3].

Авиационная и ракетно-космическая техника Разработка нового двигателя являлась итерацион- к камере сгорания с помощью аргонно-дуговой сварным процессом. Первоначально получены основные ки (рис. 2).

параметры двигателя (давление в камере сгорания На внешней стенке критического сечения сопла pK, соотношение компонентов Jуд, расходы компо- имеется местное утолщение (пояс) необходимое для обеспечения требуемого теплового режима.

нентов mO, mГ ), построен газодинамический проКамера сгорания присоединяется к смесительной филь камеры сгорания и сопла, рассчитаны параметголовке с помощью болтового соединения по фланры смесеобразования (число форсунок, относительцам и уплотняется через уплотнительное кольцо из ный расход на завесу ).

mзав медного сплава М3М. Все составные части камеры С использованием математической модели теплосгорания, кроме фланца, изготавливаются из сплава вого состояния камеры сгорания [6] было рассчитано ХН60ВТ или их аналога по теплофизическим свойстожидаемое температурное поле конструкции КС и вам. Фланец камеры сгорания изготавливается из стаожидаемый удельный импульс двигателя Jуд.

ли 12Х18Н10Т.

Основные технически характеристики двигателя Конструкция двигателя. В двигателе малой тяги представлены в таблице.

(ДМТ) МАИ–500ВПВК (рис. 1) сопло присоединяется Рис. 1. Вид двигателя 500ВПВК:

1 – камера сгорания; 2 – смесительная головка; 3 – штуцер подвода горючего;

Pages:     | 1 |   ...   | 27 | 28 || 30 | 31 |   ...   | 65 |



© 2011 www.dissers.ru - «Бесплатная электронная библиотека»

Материалы этого сайта размещены для ознакомления, все права принадлежат их авторам.
Если Вы не согласны с тем, что Ваш материал размещён на этом сайте, пожалуйста, напишите нам, мы в течении 1-2 рабочих дней удалим его.