ВРЕМЯ-ПРОЛЕТНАЯ СИСТЕМА ИЗМЕРЕНИЯ ЭНЕРГИИ

The 9
th
 International Conference «Modern  
achievements of physics and fundamental physical education»  
 
October , 12-14, 2016, Kazakhstan, Almaty 
______________________________________________________________________________________________________
 
 
184 
 
 
 
Рисунок 1 – Схема времяпролетной системы измерения энергии. 1 – корректирующие магни-
ты, 2 – магниты сканирования, 3- сцинтилляционные детекторы с ФЭУ,  
4 – мишенодержатель. 
 
Настройка  оборудования  позволяет  свести  абсолютную  систематическую  ошибку  из-
мерения  времени,  связанную  с  флуктуацией задержки  выходного  сигнала  формирователя  в 
зависимости от амплитуд входных сигналов, до значения не более, чем 0.5 нс. Базовое рас-
стояние  между  детекторами  на  данной установке  составило 4110 мм.  Сигнальные  кабели  с 
детекторов имеют строго одинаковую длину, чтобы временная задержка сигнала в обоих ка-
налах измерения была одинакова.При помощи программной среды LabView была осуществ-
лена связь сцинтилляционных детекторов с время-цифровым преобразователем SmartTDC-01 
и компьютером. 
 
На  циклотроне  ДЦ-60  были ускорены  ряд  ионов  до  различной  энергии.  В  таблице 1 
показаны  результаты  измерений  энергии  ионов  методом  времени  пролета  и  ее  сравнение  с 
рассчитанной  энергией  ионов  по  приведенной  формуле.  Ошибка  в  измерении  энергии  оце-
нивается  величиной  не  хуже, чем ± 3%. Она связана  с  наличием  как  статистической,  так  и 
систематической ошибки в процессе измерения времени пролета. Время измерения энергии 
занимает 1-2 минуты. 
 
Таблица 1 – Рассчитанная и измеренная энергия ускоренных ионов 
№ п/п 
Ион 
Рассчитанная энергия, МэВ/нукл 
Измеренная энергия, МэВ/нукл 
1 
13
С
2+
 0.80 
0.81 
2 
13
С
2+
 1.00 
0.97 
3 
13
С
3+
 1.75 
1.74 
4 
40
Ar
4+
 0.80 
0.79 
5 
40
Ar
5+ 
1.00 1.02 
6 
40
Ar
6+ 
1.75 1.74 
7 
84
Kr
12+
 0.80 
0.82 
8 
84
Kr
12+
 1.00 
1.01 
9 
84
Kr
15+
 1.75 
1.75 
 
Из  таблицы  видно,  что  измеренная  энергия  ускоренных  ионов  незначительно 
варьируется  от  рассчитанной  энергии.  Разработанная  система  измерения  энергии,  основан-
ная на методе времени пролета позволяет с высокой достоверностью измерять энергию пуч-
ка ускоренных ионовна циклотрона ДЦ-60. 
 
Литература 
1. I. Ivanov, etal. // AcceleratorcomplexbasedonDC-60 cyclotron. MaterialofXXIVRussian-
particle accelerator conference2014(Obninsk, Russia, 6-10 Oct. 2014). – P. 287- 289. 
2. Wolf B. Handbook of ion sources. Boca Raton, FL: CRC Press, 1995. 

9-ші Халықаралық ғылыми конференция «Физиканың заманауи жетістіктері  
Алматы, Қазақстан, 12-14 қазан,2016 
жəне іргелі физикалық білім беру» 
______________________________________________________________________________________________________ 
 
185 
3. Gulbekian G.G., Gikal B.N. et al. // Proc. 6th European Workshop on  Beam Diagnostics 
and Instrumentation for Particle Accelerators (DIPAC), 5-7 May 2003. Mainz. P. 155. 
4. Zager V., Krylov A. // Proc. XXIII International Symposium on Nuclear Electronics and 
Computing (NEC'2011), 12-19 September 2011. Dubna. P. 292 
 
 
 
 
 
ПАРАМЕТРИЧЕСКИЙ ГЕНЕРАТОР ТЕРАГЕРЦОВОГО ДИАПАЗОНА НА 
ОСНОВЕ ЭФФЕКТА ВЫНУЖДЕННОГО РАМАНОВСКОГО РАССЕЯНИЯ 
 
А.Б. Аканаев, Б.А. Аканаев 
 
КазНУ им. Аль-Фараби, Алматы, Казахстан 
 
Условно диапазон электромагнитных волн занимающий спектр излучения между СВЧ и ин-
фракрасным~3*10
11
 -2*10
13
=~0.3-20 THzили (10 – 600 cm
-1
) или 1mm- 15µм относится к те-
рагерцовому диапазону. Огромный интерес к указанному спектру излучения связан с прак-
тическими  применениями  как  в  исследовании  физики  динамических  процессов    в  твердых 
телах,  так  и  перспективы  использования  данного  диапазона  излучения  в  спектроскопии 
длинных молекул,биополимеров  и наноструктуры типа фуллеренов и нанотрубок [1-3], те-
рагерцовой томографии [4 ]. 
Однако сейчас во всех указанных областях применения используются только фиксиро-
ванные частоты терагерцового излучения. Нами предлагается  использовать метод парамет-
рически перестраевоемого излучения терагерцового диапазона методомВРР, предложенным 
в работе [5] (Рис.1.), где активной средой служат сжатые газы и в частности, сжатый водо-
род. Развитие указанного метода  получилив работах [6] и др. 
 
 
 
 
 
 
 
Рис.1 
Литература 
1.Yun-ShikLee.PrinciplesofTerahertzScienceandTechnology. Springer,2009. 
2.R.Kohleret.al.Terahertz semiconductor-heterostructure laser.Nature.(2002),vol.417,p.156-
159. 
3. Grischkowsky,et.al. // J.Opt.Soc.Am.B. Vol.7.No.10,1990. 
4.S.Wang and X-C Zhang // J.Phys.D:Appl.Phys.37(2004). 
5. B.A. Akanaev and Y. Petselt // JETP Lett.3, 211(1966). 
6. J. Ducuing, R. Frey and F. Pradere, Tunable Lasers and Application, A. Mooradian, 
T.Jaeger and P. Stokseth,eds.(Springer-Verlag,Berlin,1976),p.81. 
 
 
 

The 9
th
 International Conference «Modern  
achievements of physics and fundamental physical education»  
 
October , 12-14, 2016, Kazakhstan, Almaty 
______________________________________________________________________________________________________
 
 
186 
 
АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ДВУХМАТРИЧНЫЙ ФОТОМЕТР  
 
К.С.Куратов
1,2,3
, А.М.Сейтимбетов
2
,А.К.Куратова
1,2
, А.Т.Майлыбаев
1,2,3
,          
Н.Ш.Алимгазинова
1,2
, А.Б.Манапбаева
1
, Н.Т.Изтлеуов
1 
 
1
Казахский Национальный Университет имени аль-Фараби, Алматы, Казахстан 
2
Национальный центр космических исследований и технологий, Алматы, Казахстан 
3
Астрофизический институт имени В.Г. Фесенкова, Алматы, Казахстан 
 
В  астрофизике  есть  круг  важных  задач,  которые  невозможно  или  трудно  решить 
имеющимися  фотометрами.  Например,  при  астросейсмологических  наблюдениях  слабых 
объектов,  поиске  экзопланет  и  ряде  других  задач,  где  изменения  (колебания)  блеска 
исследуемой  звезды  малы  и  флуктуации  в  земной  атмосфере  не  позволяют  производить 
измерения  или  сильно  их  искажают.  Чтобы  выявить  такие  изменения  блеска  проводят 
длительные ряды наблюдений с применением сложного математического анализа (например, 
Фурье-анализа).  Однако  многие  такие  задачи  не  могут  быть  решены  при  использовании 
одноматричных  фотометров  и  попросту  не  решаются.  В  одноматричных  фотометрах  эти 
колебания блеска «тонут» в шумах атмосферных флуктуаций. 
При  проведении  астрономических  наблюдений  желательно  проводить  измерения 
исследуемой звезды и звезды-стандарта одновременно. Практически всегда звезда-стандарт 
находится на некотором расстоянии от исследуемой звезды, и даже при использовании ПЗС 
с  максимальными  размерами  (на  сегодняшний  день  размеры 50*50 мм),  не  попадают 
одновременно  на  приемник  излучения  (матрицу).  Поэтому  приходится  проводить 
наблюдения раздельно (по очереди: исследуемая звезда – звезда стандарт в каждом фильтре). 
Раздельное  измерение,  во-первых,  ухудшает  точность  измерений  за  счет  всевозможных 
флуктуаций происходящих в атмосфере Земли со временем, а во вторых увеличивает затраты 
наблюдательного  времени  на  фотометрию  каждого  исследуемого  объекта  по  отдельности. 
Этот  недостаток  может  быть  устранен  только  при  одновременном  измерении  исследуемой 
звезды  и  звезды-стандарта,  где  влияния  атмосферных  флуктуаций,  оказываемых  на 
измерения, одинаковы. 
Для  проведения  одновременных  наблюдений  исследуемой  звезды  и  звезды-стандарта 
нами был разработан двухматричный фотометр [1,2], который установлен на однометровом 
телескопе Тань-Шаньской астрономической обсерватории (ТШАО). Телескоп имеет систему 
Ричи-Критьена,  которая  позволяет  создавать  большое  неискаженное  поле  в  фокусе 
телескопа,  что  дает  дополнительные  преимущества  для  работы  двухматричного UBVRI 
фотометра.  
Структура  аппаратной  части  двухматричного  фотометра  включает  в  себя  следующие 
составные части: 
1.  Центральным  звеном  управления  служит  микроконтроллерная  платформа  типа 
ARDUINOUNO,  который  для  удобства  обращения  просто  называют  микроконтроллером 
(МК).  МодульArduinoUno - это  устройство  на  основе  микроконтроллера ATmega328, 
который  обеспечивает  связь  приемопередатчика  с USB-портом  компьютера,  и  при 
подключении к ПК позволяет Arduino определяться как виртуальный COM-порт. Прошивка 
микросхемы 16U2 использует стандартные драйвера USB-COM, поэтому установка внешних 
драйверов  не  требуется.  На  платформе Windowsнеобходим  только  соответствующий   .inf-
файл. 
2.  Электромеханический  узел  (ЭМУ)  состоит  из  микровинта  длиной 25см,  которой 
перемещает  оптический  блок,  состоящий  из  диагонального  зеркала,  турели  с  фильтрами  и 
матрицы CCD-2. Перемещение осуществляется шаговым двигателем (ШД), который вращая 
микровинт, перемещает оптический блок со второй матрицей с точностью установки до 0.05 

9-ші Халықаралық ғылыми конференция «Физиканың заманауи жетістіктері  
Алматы, Қазақстан, 12-14 қазан,2016 
жəне іргелі физикалық білім беру» 
______________________________________________________________________________________________________ 
 
187 
мкм.  Управление  ШД  осуществляется  драйвером A3967 EasyDriver V4.4. Управление 
драйвером осуществляется от Arduino контроллера с помощью специальных программ.  
3. Так как все электронные узлы телескопа связаны распределенной сетью и находятся 
на значительном расстоянии, то все узлы связаны конверторами  RS-485[4]. RS-485 выбран 
нами, так как он может вести до 32 приемников со скоростью связи по спецификации до 10 
Мбод/сек на расстояние до 1200 м.  
4.  В  системе  управления  двухматричным  фотометром  (СУДФ)  для  осуществления 
правильного  позиционирования  и  осуществления  контроля  за  передвижением  оптического 
блока со второй матрицей применен датчик угла поворота микровинта (энкодер).  
В  качестве  датчика  угла  поворота  применен  абсолютный  магнитный  энкодер 
BaumerElectricCH-8501, особенностью  которого является сохранение данных угла поворота 
при падении или исчезновении напряжения, или при перезагрузке компьютера.  
Если в обесточенном состоянии вал энкодера был провернут на определенный угол или 
какое-то  количество  оборотов,  то  при  появлении  напряжения  энкодер  сразу  выдаст  новое, 
фактическое  угловое  положение  вала  и  фактический  номер  оборота.  Благодаря  этому,  не 
требуется  после  каждого  включения  системы  производить  движение  механических  частей 
машины  на  стартовую  позицию,  что  является  неоспоримым  преимуществом  абсолютных 
энкодеров. 
5.  Схема  защиты  включает  в  себя  механизм  концевых  выключателей  по  обеим 
границам  разрешенного  перемещения  оптического  блока  по  микровинту,  который 
предотвращает механические поломки и дает сигнал МК о достижении границ перемещения. 
6.  Схема  ручного  управления  позволяет  осуществлять  кнопочный  сброс  в  начальное 
положение,  задает  команды  на  перемещение  и  выбор  направления  движения  в  тестовом 
режиме. 
 
 
Рисунок 1 - Структура системы управления двухматричным фотометром 
 
Литература 
1.  Лютый  В.  М.,  Абдуллаев  Б.  И.,  Алекперов  И.  А.,  Гюльмалиев  Н.  И.,  МикаиловХ. 
М.,  Рустамов  Б.  Н. I. Согласования  ПЗС-фотометра  с  оптикой  Цейсс-600 // Azerbaijani 
astronomical journal. – 2009. – № 3-4. – С. 36-41. 
2.  Патент  на  изобретение  № 2015/1443.1 «Астрономический  двухматричный 
фотометр». Авторы: Ж.Ш. Жантаев, К.С. Куратов, Н.Ш. Алимгазинова, А.К. Куратова, А.Б. 
Манапбаева. 
 
 

The 9
th
 International Conference «Modern  
achievements of physics and fundamental physical education»  
 
October , 12-14, 2016, Kazakhstan, Almaty 
______________________________________________________________________________________________________
 
 
188 
 
ИССЛЕДОВАНИЕ РАСПРЕДЕЛЕНИЯ ЭНЕРГИИ В СПЕКТРЕ МОЛОДОЙ 
ЗВЕЗДЫAE/BE ХЕРБИГА IRAS 22150+6109 
 
К.С. Куратов
1, 2, 3
, О.В. Захожай
4
, А.К. Куратова
1, 2
, А.Б. Манапбаева
1
,  
Н.Ш. Алимгазинова
1, 2
 
 
1
Казахский Национальный Университет имени аль-Фараби, Алматы, Казахстан 
2
Национальный центр космических исследований и технологий, Алматы, Казахстан 
3
Астрофизический институт имени В.Г. Фесенкова, Алматы, Казахстан 
4
Главная астрономическая обсерватория АН Украины, Киев, Украина 
 
Одним из самых выдающихся открытий конца ХХ столетия было наблюдательное подтвер-
ждение существования экзопланет [1] и коричневых карликов [2]. Десятилетием ранее были 
получены  первые  подтверждения  существования  околозвездных  дисков,  в  которых  зарож-
даются планетные системы [3, 4].  
За  последние 30 лет  инструментальная  база,  а  так  же  теоретические  модели,  описы-
вающие  физическое  состояние  и  эволюцию  планетных  систем,  развились  существенно [5]. 
Вступил  в  строй  крупнейший  телескоп,  работающий  в  миллиметровом  (ММ-)  диапазоне 
волн ALMA, и  уже  получены  первые  изображения  протопланетных  дисков HLTau [6] и 
TWHya [7] с высоким пространственным разрешением. Такие результаты позволяют изучать 
пространственную структуру протопланетных дисков, их радиальные градиенты изменения 
температуры  и  плотности,  информация  о  которых  позволяет  строить  более  реалистические 
их модели. С другой стороны, адекватность полученных моделей реальным объектам, влияет 
на  точность  определения  полученных  геометрических  характеристик  окружающих  дисков 
звезд (наклон к наблюдателю, значения внутренних и внешних радиусов и др.) [8-11]. Суще-
ственным  является  и  обнаружение  внутри  протопланетных  дисков  кольцевых  структур  с 
низкой оптической толщей, которые могут быть связаны с местами формирования протопла-
нет. С одной стороны, такие области могут вносить вклад в распределение энергии (непре-
рывных) спектров (РЭС) околозвездных дисков, с другой, – нести информацию о строении 
формирующихся  планетных  систем  (числе  образующихся  планет,  а,  возможно,  и  их  масс; 
местоположения «темных» колец, могут служить указанием на тип будущих планет).  
В  данной  работе  приводятся  фотометрические  данные  наблюдений  молодой  звезды 
Ae/Be Хербига IRAS 22150+6109, полученные нами на 1-м телескопе ТШАО АФИФ (инфра-
красные данные взяты из каталога IRAS) и сравнение наблюдаемых распределений энергии в 
спектре с теоретическими расчетами путем варьирования следующих параметров:T
эфф
 звез-
ды, температура сублимации пыли, внутренний радиус сублимации пыли, внешний радиуса 
сублимации пыли, температура пыли на R
in
 и температура пыли на R
out
. 
На  рисунке 1 представлен  один  из  графиков  сравнения  наблюдаемого  распределения 
энергии в спектре IRAS22150+6109 с модельным расчетом со следующими параметрами:  
T
эфф
 звезды= 20000 ±1000K; 
Температура сублимации пыли: T
sub
 = 1500K; 
Внутренний радиус сублимации пыли: R
in
 = 132 ±24AU; 
Внешний радиуса сублимации пыли: R
out
 = 10
3
AU; 
Температура пыли на R
in
 = 104K; 
Температура пыли на R
out
 =26K. 

9-ші Халықаралық ғылыми конференция «Физиканың заманауи жетістіктері  
Алматы, Қазақстан, 12-14 қазан,2016 
жəне іргелі физикалық білім беру» 
______________________________________________________________________________________________________ 
 
189 
 
 
Рисунок 1 - Наблюдаемые и теоретические распределение энергии в спектре 
IRAS22150+6109 
 
Литература 
1. Mayor M., Queloz D. A Jupiter-mass companion to a solar-type star // Nature – 1995 – 
Vol. 378 – № 6555 – P. 355-359. 
2. Rebolo R., Zapatero Osorio M. R., Martín E. L. Discovery of a brown dwarf in the Pleiades 
star cluster // Nature – 1995 – Vol. 377 – № 6545 – P. 129-131. 
3 Aumann H.H., Beichman  C.A., Gillett F.C., et al. Discovery of a shell around Alpha Lyrae  
// The Astrophysical Journal  – 1984. – Vol. 278. – L23–L27. 
4 Smith B.A. Terrile  R.J. A Circumstellar Disk around beta Pictoris // Science – 1984. – Vol. 
226. – Р. 1421–1424. 
5. ZakhozhayV. A., ZakhozhayO. V. Disksaroundtheneareststarsandsubstars // Kinematic-
sandPhysicsofCelestialBodies – 2010. – Vol. 26, Iss. 1. – P. 1-17. 
6. ALMA Partnership, Brogan C.L., Pérez L.M., Hunter T.R., Dent W.R.F. et al. The 2014 
ALMA Long Baseline Campaign: First Results from High Angular Resolution Observations toward 
the HL Tau Region // The Astrophysical Journal Letters – 2015 – Vol. 808 – № 1 – P. L3-L12. 
7. Andrews S.M., Wilner D.J., Zhu Zh., Birnstiel T., Carpenter J.M. et al. Ringed Substruc-
ture and a Gap at 1 AU in the Nearest Protoplanetary Disk // Astrophysical Journal Letters -- ac-
cepted. 
8. Zakhozhay O.V. Spectral energy distribution simulations for substars with gapless disks // 
Radio Physics and Radio Astronomy – 2011 – 2, №2 – Р. 125-132. 
9. Zakhozhay O.V. Spectral energy distribution simulations for substars with disks having in-
ner holes // Radio Physics and Radio Astronomy – 2011 – 2, №3 – Р. 211-220. 
10. Zakhozhay V. A., Zakhozhay O. V. and Vidmachenko A. P. Peculiarities of simulation of 
thin flat discs with central objects in accordance with their spatial location // Kinematics and 
Physics of Celestial Bodies– 2011. – 27, №3 – P.140-153. 
11. Zakhozhay O. V., del Burgo C. and Zakhozhay V. A. Geometry of highly inclined 
protoplanetary disks // Advances in Astronomy and Space Physics – 2015. – Vol. 5. – P. 33-38. 
 
 
 

The 9
th
 International Conference «Modern  
achievements of physics and fundamental physical education»  
 
October , 12-14, 2016, Kazakhstan, Almaty 
______________________________________________________________________________________________________
 
 
190 
 
ФРАКТАЛЬНАЯ ТОПОЛОГИЯ ГАЛАКТИЧЕСКИХ СКОПЛЕНИЙ 
 
З.Ж. Жанабаев, С.А. Хохлов, А.Т. Агишев* 
 
Казахский национальный университет имени аль-Фараби, Алматы, Казахстана. 
* 
aldiyar.agishev@kaznu.kz
 
 
Галактики  распределены  в  пространстве  вокруг  нас  неоднородно.  Это  следствие  группиро-
вание галактик с образованием пустот и уплотнений, вызванных гравитационным тяготени-
ем и расширением [1,2]. Такие структуры фрактальны и могут быть описаны нелинейными 
фрактальными уравнениями [3]. 
Пример такого скопления показан на рис. 1. 
 
 
 
Рис. 1 – Расположение 105 близлежащих галактик на расстоянии менее 4 Мпк от наблюдате-
ля, в галактических координатах, по данным телескопа Хаббл [4]. 
 
Наше  ближайшее  окружение  образует  так  называемую  Местную  группу  с  крупными 
галактиками M31 (Андромеда), MilkyWay (Млечный  путь)  и 24 карликовыми  галактиками. 
На  расстоянии 6 Мпк  от  наблюдателя  находятся  еще 79 меньших  по  размеру  галактик  со-
ставляющие группы M81/M82, IC342/Maffei 1 и ближайшее соседство.  
Корреляционная  размерность  распределения  при  рассмотрении  из  различных  точек 
пространства, в частности относительно Местной группы, групп M81/M82 и IC342/Maffei 1 
выглядит так (см. рис.2). 
Зная экспериментальное распределение галактик по расстоянию R можно качественно 
описать наблюдение нелинейным фрактальным отображением [3]: 
 
(
∗
) =
1 −
∗
   
 
 
 
(1) 
 
где  = D − d – разность фрактальной и топологической размерностей множества галактик, 
R – расстояние в заданном направлении, в Мпк, X – фрактальное расстояние в масштабе R, 
 ( = 0) = , 
∗
 – характерное расстояние. Наряду с функцией
(
∗
), можно пользоваться 
и функцией 
(1/
∗
), что позволяет учесть взаимодействие галактик. 
 

9-ші Халықаралық ғылыми конференция «Физиканың заманауи жетістіктері  
Алматы, Қазақстан, 12-14 қазан,2016 
жəне іргелі физикалық білім беру» 
______________________________________________________________________________________________________ 
 
191 
 
 
Рис. 2 – Зависимость параметра 
 
= D − d от расстояния до наблюдателя R, где D – 
корреляционная размерность, d – топологическая размерность множества координат галак-
тик. Принято условие, что наблюдатель находится:  
– 
в Местной группе,  
– 
в группе га-
лактик M81/M82,   – IC342/Maffei 1. 
 
Зная экспериментальное распределение галактик по расстоянию R можно качественно 
описать наблюдение нелинейным фрактальным отображением [3]: 
 
(
∗
) =
1 −
∗
   
 
 
 
(1) 
 
где  = D − d – разность фрактальной и топологической размерностей множества галактик, 
R – расстояние в заданном направлении, в Мпк, X – фрактальное расстояние в масштабе R, 
 ( = 0) = , 
∗
 – характерное расстояние. Наряду с функцией
(
∗
), можно пользоваться 
и функцией 
(1/
∗
), что позволяет учесть взаимодействие галактик. 
Для групп галактик характерное расстояние 
∗
 – так называемый радиус нулевой гра-
витации, которое отсчитывается от центра масс группы. При =
∗
 силы тяготения и расши-
рения равны. R – расстояние от центра масс до отдельных объектов группы. Однако для вы-
бора параметра  = D − d < 3.99 в теории необходимо знать не только наблюдаемое значе-
ние, но и значение 
 
, найденное из реализаций отображения (1). Для этого нужно опреде-
лить  корреляционную  размерность  кривой,  реализуемой  отображением (1) как  функцию  от 
задаваемого значения  . Результат расчетов показан на рисунке 3. 
 
Рис. 3 а) – зависимость 
 
от задаваемого в уравнении (1) значений  , 
б) – зависимость 
 
 от расстояния до наблюдателя по результатам моделирования по 
(1) при значении  = 0,567. 

The 9
th
 International Conference «Modern  
achievements of physics and fundamental physical education»  
 
October , 12-14, 2016, Kazakhstan, Almaty 
______________________________________________________________________________________________________
 
 
192 
Из полученных результатов можно выбрать значения   для моделирования. Для этого 
необходимо знать экспериментальное распределение и отождествляя его с
 
 выбрать из ри-
сунка 3(а) соответствующее значение . 
Получены зависимости показателей скейлинга для различных групп галактик от рас-
стояния.  Установлена  связь  между  теоретическим  значением    и  его  значением  для  одно-
мерной реализации
 
. Качественное согласие рисунков 2 и 3(б) подтверждает возможность 
описания топологии галактик через исходное отображение (1). 
 
Литература 
1. I.D. Karachentsev, O.G. Kashibadze, Astrophysics, Vol. 49(1) 2006 
2. А.Д. Чернин Тёмная энергия в ближней Вселенной: данные телескопа «Хаббл», не-
линейная теория, численные эксперименты // Uspekhi Fizicheskih Nauk 183 (7), pp. 741-747, 
2013. 
3. З.Ж. Жанабаев, С.А. Хохлов, Нелинейная геометрическая модель структуры ан-
самбля антигравитирующих галактик // Вестник КазНУ, Сер.физическая (2015). 
4. I. D. Karachentsev, O. G. Kashibadze, D. I. Makarov, and R. B. Tully,  The Hubble flow 
around the Local Group // MNRAS (2009)Vol. 393, 1265-1274. 
 
 
 

Алматы, Қа
_________
 
 
КОМПЬЮ
НА  ДИНА
НОВ ФИТ
 
Б.Ж. Мед
 
НИИЭТФ 
 
В работе 
тракторов
[2]  с  помо
ных в теор
экспериме
стью соот
Нагумо.  Э
степени и
найдено,  ч
одних и т
менте такж
сят от пар
новения э
перименте
экспериме
ФитцХью
этим, нам
стера, сос
собрана со
пользовал
рой  изуча
Thermal  N
шумам, ко
 
 
Для
была собр
азақстан, 12-1
_____________
ЮТЕРНОЕ
АМИКУ  К
ТЦХЬЮ-Н
детов, А.Ж
КазНУ им
[1] были п
в кластера, 
ощью  числ
ретической
ентах,  скон
тветствует м
Эти  исслед
имеют расх
что  режим
ех же пара
же было у
раметров эк
тих расхож
е [5]. Тем н
енте,  чтобы
-Нагумо.  В
ми было пр
тоящего из
оответству
лась компон
ались  осци
Noise.  Эти 
оторые обы
я  того  чтоб
рана электр
4 қазан,2016 
_____________
Е МОДЕЛ
КЛАСТЕР
НАГУМО.
. Наурызб
м.аль-Фараб
представлен
состоящег
ленных  исс
й части. В 
нструирова
математиче
дования  по
хождения о
мы  генераци
аметров сис
становлено
ксперимент
ждений пок
не менее, о
ы  установи
В  эксперим
оведено ко
з нейронов
ующая элек
нента Therm
иллограмма
шумовые 
ычно возни
Рису
бы  исследо
ронная  схем
9-ші Хал
_____________
ЛИРОВАНИ
РА,  СОСТ
. 
баева, Н.Ш
би, Алматы
ны результ
го из взаим
следований
дальнейше
анных  в  ви
еской моде
оказали,  чт
от предпола
ии  сигнало
стемы не с
о, что част
тальной сх
казали, что
оставался о
ить  степен
менте  этог
омпьютерн
в ФитцХью
ктронная сх
mal Noise. 
а  и  спектр
сигналы  п
кают в нат
унок 1 – Ана
овать  и  пр
ма, изображ
лықаралық ғыл
_____________
193 
ИЕ ВЛИЯ
ТОЯЩЕГО
Ш. Алимгаз
ы. Казахст
таты теорет
мосвязанны
й  подтверж
ем данные 
иде  аналого
ели рассма
то  экспери
агаемых те
ов  кластер
соответству
тоты генери
хемы [4]. Д
о они вызв
открытым в
нь  влияния
о  осущест
ное модели
ю-Нагумо. Д
хема, где в
На рисунк
р  шумовог
по  своим  с
уральных э
алоговый ген
оанализиро
женная на 
лыми конферен
_____________
ЯНИЯ ШУМ
О  ИЗ  ВЗАИ
зинова, Н. 
тан 
тического и
х нейронов
ждена  верн
исследован
овой  элект
триваемого
иментальны
еоретическ
ом  в  экспе
уют друг д
ируемых си
Дальнейшие
аны налич
вопрос, как
я  шума  на
твить  факти
ирование вл
Для этих ц
в качестве 
ке 1 предст
го  сигнала
спектральн
электронны
нератор шум
овать  влия
рисунке 2.
нция «Физикан
жəне і
_____________
МА  
ИМОСВЯ
Албанбай
исследован
в ФитцХью
ость  вывод
ния продол
тронной  сх
о кластера 
ые  результ
ких выводо
ерименте  и
другу [3]. Б
игналов до
е исследов
ием естест
к регулиро
а  динамику
ически  нев
лияния шу
целей в сре
источника
авлена схе
а,  генериру
ным  свойст
ых элемент
ма 
яние  шума,
 
ның заманауи ж
іргелі физикал
_____________
ЯЗАННЫХ
й  
ния устойч
ю-Нагумо. А
дов,  сформ
лжались на
хемы,  котор
нейронов 
таты  в  опр
ов. В частн
и  в  теории 
Более того 
овольно си
ания причи
твенного ш
овать урове
у  кластера
возможно. 
ма на дина
еде Multisim
а генерации
ма, с помо
уемого  ком
твам  очень
тах.  
,  в  среде  M
жетістіктері
ық білім беру»
__________ 
Х  НЕЙРО-
чивости ат-
А в работе
мулирован-
а натурных
рая  полно-
ФитцХью-
ределенной
ности было
в  области
в экспери-
ильно зави-
ин возник-
шума в экс-
ень шума в
а  нейронов
В  связи  с
амику кла-
m 12 была
и шума ис-
ощью кото-
мпонентой
ь  близки  к
Multisim 12
і  
» 
-
-
е 
-
х 
-
-
й 
о 
и 
-
-
-
-
в 
в 
с 
-
а 
-
-
й 
к 
2 

The 9
th
 Interna
achievements 
____________
 
Рисуно
 
Рез
схемы, пр
ваний о вл
занных не
 
Лите
1   Ж
двух авток
нал пробл
2   Н
ного режи
серия физ
3   М
ное измер
Алматы, 2
4   М
частоты сп
тегратора.
5   M
coupled ne
2015. -№2
 
ational Confere
of physics and f
_____________
ок 2 – Схем
зультаты  с
редставленн
лиянии шу
ейронов Фи
ература 
Жанабаев 
колебатель
лем эволюц
Наурзбаева
има генерац
ическая. –А
Медетов  Б
рение сигна
2013. –Т.1, 
Медетов Б
пайков во 
. //Вестник
Medetov B
euronal osci
20. -P.1090-
ence «Modern  
fundamental ph
_____________
ма подключе
схемотехни
ной на рис
ума на реж
итцХью-На
З.Ж.,  Закс 
ьных систем
ции открыты
а А.Ж., Ме
ции сигнал
Алматы, 20
Б.Ж.,  Наурз
алов класт
вып. 15. -С
.Ж., Албан
«взрывах»
к КазНУ, се
., Weiss G.,
illators //Co
-1098. 
 
hysical educatio
_____________
ения генерат
Фитц
ического  м
сунке 2, пол
жимы генер
агумо. 
М.,  Медет
м на грани
ых систем.
едетов Б.Ж
лов кластер
013. -№2(28
збаева  А.Ж
ера связан
С. 17-23. 
нбай Н., На
, а также ч
ерия физич
, Zhanabaev
ommunicati
on»  
_____________
194 
тора шума к
цХью-Нагум
моделирова
лностью по
рации сигна
тов  Б.Ж.  Г
ице потери 
. – Алматы
Ж., Ыскак А
ром автоко
88) -С. 134
Ж.,  Албанба
ных автоко
алибаев Е.Д
частоты «вз
еская. – Ал
v Zh., Zaks
ions in Non
October , 
_____________
к модели кла
мо 
ания  показ
одтвержда
алов класт
Генерация 
устойчиво
, 2012. –Т.1
А.Е. Числен
олебательны
-137. 
ай  Н.,  Ман
олебательн
Д., Асанов 
зрывов» от 
лматы, 2014
 M. Numer
nlinear Scie
12-14, 2016, K
____________
астера связа
зали,  что 
ет выводы
ером, сост
сигналов  к
ости равнов
1, вып.14. –
нное иссле
ых систем 
напбаева  А
ных систем
Г.С. Завис
RC-парам
4. -№1(48),
ically induc
nce and Nu
Kazakhstan, Alm
_____________
анных нейро
модель  эл
 численны
тоящего изв
кластером 
весия. Теор
–С. 31-35.  
едование д
//Известия
А.Б.  Экспер
м // Журнал
симость кол
метра анало
, -С. 61-67.
ced bursting
umerical Sim
maty 
________
 
онов 
лектронной
х исследо-
взаимосвя-
связанных
рия // Жур-
вухчастот-
я НАН РК,
рименталь-
л ПЭОС. –
личества и
огового ин-
 
g in a set of
mulation. –
й 
-
-
х 
-
-
, 
-
–
и 
-
f 
–

9-ші Халықаралық ғылыми конференция «Физиканың заманауи жетістіктері  
Алматы, Қазақстан, 12-14 қазан,2016 
жəне іргелі физикалық білім беру» 
______________________________________________________________________________________________________ 
 
195 
 
ПОРИСТОСТЬ ПОЛУПРОВОДНИКОВЫХ НАНОКЛАСТЕРНЫХ ПЛЕНОК 
 
З.Ж. Жанабаев, Т.Ю. Гревцева, А.Е. Жанабаева, И.С. Тлеубаева 
 
ННЛОТ, НИИЭТФ, Алматы, Казахстан 
 
 
Изучение  физических  свойств  пористых  полупроводниковых  наноструктур  является  одной 
из  актуальных  задач  наноэлектроники,  т.к.  пористые  материалы,  в  том  числе  пористый 
кремний,  обладают уникальными  электрическими  и  оптическими  свойствами,  что  обуслов-
ливает их широкое применение в приборах оптоэлектроники, фотоники, для создания высо-
кочувствительных газовых сенсоров, мемристоров и т.д. [1-3]. В работе [4] показано, что су-
ществует оптимальное значение пористости слоя солнечного элемента 
2 3


, при котором 
его эффективность возрастает на 30%.  Настоящая работа посвящена изучению и моделиро-
ванию пористости нанокластерных полупроводниковых пленок. 
Пористость экспериментально определяется взвешиванием кристаллического образца и 
образца в пористом состоянии. Для теории важно знать связь пористости с фрактальной раз-
мерностью 
D
, или показателем скейлинга 
D d

  , где 
d

топологическая размерность. 
Пористость определяют в виде [5] 
 


3
1
2
D

 


,  
 
 
 
 
 
 
 
 
       (1) 
 
где 
1

 и 
2

 наименьший и  наибольший масштабы измерения структур соответственно. Од-
нако в [5] указано, что формула (1) не универсальна, неясным остается вывод этой формулы.  
Ниже мы приведем вывод формулы для 
  трехмерной фрактальной среды. 
Пористость нанообъекта (полупроводника) мы определяем как относительную разность 
геометрической фрактальной меры 
D
M и геометрической регулярной меры 
d
M : 
 






3
3
1
,
.
D
d
D
d
D
d
D
M
M
M
M M
M
M



 

 
 
 
 
       (2) 
 
Понятие  меры  предполагает  аддитивность  и  измеримость  рассматриваемой  характеристики 
объекта. 
Для простоты мы можем рассматривать только по одному экземпляру наноструктур с 
характеристикой 


, ,
i
i x y z


, так как по определению (2) пористость 
  не зависит от коли-
чества наноструктур. 
По смыслу введенных мер имеем: 
 
3
3
1
2
3
,
1
1
,
d
i
D
D i
i
i
M
a
a
a
a M
M


 





, 
 
 
 
 
 
         (3) 




,
,
,
, , .
i
D i
i
i
d
i
i
i
M
a
M
D d i
x y z








 
 
 
 
 
         (4) 
 
Здесь 
1
2
3
,
,
a a a
 максимальные масштабы измерения по осям координат 
, ,
x y z
. Подставляя 
(3) и (4) в формулу (2), имеем 
 

The 9
th
 International Conference «Modern  
achievements of physics and fundamental physical education»  
 
October , 12-14, 2016, Kazakhstan, Almaty 
______________________________________________________________________________________________________
 
 
196 
 
3
3
3
3
3
3
1
1
1
1
1
1
i
i
i
i
i
i
d
i
i
i
i
d
j
i
a
a
M
a
M
a





























 
 
























.   
 
         (5) 
Формулу (5) мы запишем в виде: 
3
1
x
y
z
y
x
z
d
x
y
z
d
d
d
M






















































,    
 
 
         (6)    
где 
x

, 
y

, 
z

–
 максимальные масштабы структур по x, y, z; 
x
 , 
y

, 
z

–
 минимальные мас-
штабы  измерения  по  x,  y,  z; 
,
,
x
y
z
  
– 
разность  между  фрактальной  и  топологической  раз-
мерностями.  Можно  принять 
1
d
M
 ,  так  как  мы  ищем  масштабно-инвариантную  законо-
мерность. Тогда нужно принять  ,
,
1
x
y
z
  
 . 
На  рисунке 1(а)  приведеназависимость  пористости  объекта  от  показателя  скейлинга, 
полученная численным анализом формулы (6). На рисунке 1 приведены экспериментальные 
данные  по  фрактальной  размерности  пор [5]. Результаты  численного  анализа  качественно 
согласуются с соответствующими экспериментальными данными [5], полученными измере-
ниями  вторичной  электронной  эмиссии  в  песчаниках.  Отметим,  что  пористость  наномате-
риалов экспериментально недостаточно изучена, необходимы специальные методы повыше-
ния точности измерения. 
 
 
 
Рисунок 1. Зависимость пористости объекта от его фрактальной размерности. 
x
1,
0.33,
0.01,
2,
.
d
y
z
x
y
z
M
a
a
a
d
D d












   
 
Работа выполнена при поддержке грантов 3209/ГФ4 и 0263/ПЦФ. 
 
Литература: 
1.  Zhanabaev Z.Zh., Grevtseva T.Yu. Physical Fractal Phenomena in Nanostructured Semiconductors 
// Reviews in Theoretical Science. – 2014. – Vol. 2, No 3. – P.211-259. 
2.  Zhanabaev Z.Zh., Grevtseva T.Yu., Imanbayeva A.K., Zhanabayeva A. // Chaotic Modeling and 
Simulation. – 2015. –  No 2. - P. 169-180. 
3.  Zhanabaev Z.Zh., Grevtseva T.Yu., Ibraimov M.K. Morphology and Electrical Properties of Sili-
con Films with Vertical Nanowires // Journal of Computational and Theoretical Nanoscience. – 2016. – Vol. 
13, No 1. – P. 1-4. 
4.  Жанабаев З.Ж., Диханбаев К.К. // Мат. IV Междунар. науч. конф. «Современные проблемы 
физики конденсированного состояния, нанотехнологий и наноматериалов». – Алматы, 2016 (в печа-
ти). 
5.  Федер Е. Фракталы. – Москва: Мир, 1991. - 254 с. 
 
 
0
0,2
0,4
0,6
0,8
  
0
0,2
0,4
0,6
0,8
  
 = D - d


9-ші Халықаралық ғылыми конференция «Физиканың заманауи жетістіктері  
Алматы, Қазақстан, 12-14 қазан,2016 
жəне іргелі физикалық білім беру» 
______________________________________________________________________________________________________ 
 
197 
 
ИНФОРМАЦИОННО-ЭНТРОПИЙНЫЙ АНАЛИЗ ПРОСТРАНСТВЕННОГО 
РАСПРЕДЕЛЕНИЯ ГАЛАКТИК 
 
А.Ж. Наурзбаева, Д. Рахымжанкызы, Г.С. Касымханова  
 
Казахский национальный университет им.аль-Фараби, Алматы, Казахстан 
 
Несмотря  на  большой  прогресс,  достигнутый  в  последнее  время  как  в  описании  свойств 
структурности  во  Вселенной,  так  и  в  вопросе  о  ее  формировании,  в  этой  области  есть  еще 
много нерешенных проблем, среди которых, в частности, вопрос о  нижней границе масшта-
бов,  на  которых  Вселенная  становится  однородной.  В  настоящей  работе  для  исследования 
этого  вопроса  проводился  информационно – энтропийный  анализ  структуры  Вселенной  на 
разных масштабах. 
Исследования проводились нами на основе данных об экваториальных координатах и 
красных  смещениях  галактик,  полученных  в  результате  осуществления  проектов 
SloanDigitalSkySurveyи 2dFGalaxyRedshiftSurvey (Two-degree-FieldGalaxyRedshiftSurvey) 
представленных на сайтах www.2dfgrs.net и www.sdss.org. 
Для различных масштабов по формуле  = − ∑
( )ln  ( ), где δ – масштаб измере-
ния величины сигнала (размер ячейки), p
i
  - вероятность попадения значения сигнала в ин-
тервал δ с номером i, рассчитывалась энтропия Шеннона пространственного распределения 
галактик,  которая  затем  нормировалась  на  энтропию  равномерного  распределения  точек  в 
той же области и с тем же количеством галактик,  как и в  исследуемой выборке из каталога 
(такое  распределение  должно  обладать  максимальным  из  всех  возможных  для  данной  вы-
борки значением энтропии). 
На рисунке 1 представлена зависимость нормированной энтропии Шеннона  распреде-
ления галактик в пространстве от рассматриваемого масштаба по данным SDSS, а на рисунке 
2 – та же зависимость для пространственного распределения галактик  в проекции на плос-
кость. Пунктирными линиями указаны границы области самоорганизации для значений эн-
тропии [1]. 
Интервал  исследованных  масштабов  ограничивался  с  нижней  стороны  тем,  чтобы  в 
ячейку соответствующего размера попадало достаточное для набора статистики количество 
точек, а с верхней стороны тем, чтобы выборка галактик была достаточно полной, т.е. чтобы 
в ячейке не было областей, не охватываемых в полной мере каталогом. Ошибка в определе-
нии энтропии составляет от 0,04 для малых масштабов до 0,02 для больших. 
Из рисунка 1 видно, что, начиная с наименьшего исследованного масштаба 15-20 Мпк, 
нормированная энтропия увеличивается от  значений ~0,65 до значений ~0,9  на масштабах 
~110  Мпк,  начиная  с  масштабов ~50 Мпк  рост  энтропии  замедляется,  почти  насыщаясь  на 
~110  Мпк,  хотя  и  продолжается  до  максимальных  рассмотренных  масштабов,  не  достигая, 
впрочем,  значений  энтропии  равномерного  распределения  даже  на  масштабах ~150 Мпк, 
подтверждая, таким образом, результаты, полученные нами при исследовании корреляцион-
ной размерности. При этом в интервалах  до ~50 Мпк энтропия попадает в область самоорга-
низации. Это говорит о том, что на этих масштабах наблюдается сложная иерархия структур, 
начиная же с ‘больших масштабов распределение начинает приближаться к равномерному, 
хотя и не становится таким. 
Представленнаяна  рисунке 2 закономерность  качественно  согласуется  с  вышеописан-
ной,  однако  значения  энтропии  выше,  чем  для  трехмерного  распределения  на  тех  же  мас-
штабах, и насыщение наступает при меньших, ~50 Мпк размерах ячейки. Это должно объяс-
няться  тем,  что  при  проецировании  галактик  из  пространства  на  плоскость,  структуры,  на-
кладываясь друг на друга, сглаживаются, что и приводит к более равномерному распределе-
нию. 

The 9
th
 International Conference «Modern  
achievements of physics and fundamental physical education»  
 
October , 12-14, 2016, Kazakhstan, Almaty 
______________________________________________________________________________________________________
 
 
198 
 
Рисунок 1 - Зависимость нормированной энтропии Шеннона пространственного распределе-
ния галактик от рассматриваемого масштаба по данным каталога SDSS 
 
 
 
Рисунок 2 - Зависимость нормированной энтропии Шеннона пространственного распределе-
ния галактик в проекции на плоскость от рассматриваемого масштаба по данным каталога 
SDSS 
 
Эти результаты в целом согласуются с результатами, полученными другими авторами 
на основе исследования корреляционной размерности пространственного распределения га-
лактик, например, [2] (примеров исследования информационной энтропии этого распределе-
ния в мировой научной литературе нами встречено не было). Однако большинство исследо-
вателей получают меньшие значения верхней границы масштабов структурности. Наши ис-
следования указывают на то, что она может наблюдаться, по крайней мере, вплоть до мас-
штабов ~150 Мпк. 
 
Литература 
1.  Жанабаев  З.Ж.,  Мухамедин  С.М.,  Иманбаева  А.К, «Информационные  критерии 
степени самоорганизации в турбулентности» // Известия вузов. Физика. –Томск, 2001. – № 7. 
– С. 72-7. 
2  Ловягин  Н.Ю.//  Статистические  свойства  пространственного  распределения 
Гaлaктик. Астрофизический бюллетень, 2009, том 64,№3, C 223–235 
 
 
0
0.2
0.4
0.6
0.8
1
1.2
1.4
1.6
1.8
2
0.65
0.7
0.75
0.8
0.85
0.9
r,h
-1
*Mpc
S/
S
ma
x
0
0.2
0.4
0.6
0.8
1
1.2
1.4
1.6
1.8
2
0.65
0.7
0.75
0.8
0.85
0.9
0.95
1
r,h
-1
*Mpc
S/
S
ma
x

9-ші Халықаралық ғылыми конференция «Физиканың заманауи жетістіктері  
Алматы, Қазақстан, 12-14 қазан,2016 
жəне іргелі физикалық білім беру» 
______________________________________________________________________________________________________ 
 
199 
 
ХАРАКТЕРИСТИКИ И ФУНКЦИОНАЛЬНЫЕ ВОЗМОЖНОСТИ 
ВОЛОКОННО-ОПТИЧЕСКОЙ СВЯЗИ 
 
Ш.А. Туляганова 
 
Ташкентский университет информационных технологий, Ташкент, Узбекистан 
 
В  настоящее  времяволоконно-оптические  линии  связи  широко  используются  для  создания 
широкополосных  сетей  доступа.  Современные  технологии  широкополосных  сетей  доступа 
обеспечивают предоставление пользователю широкого набора услуг. 
Волоконно-оптическая связь это - электрический сигнал преобразуется в световой‚ ко-
торый передается по оптическому волокну на удаленный приемник‚ где он опять преобразу-
ется – в первоначальный электрический сигнал. У волоконно-оптической связи имеется мно-
го преимуществ перед другими способами связи. Сигнал может посылаться без усиления на 
более длинные расстояния; не возникает никаких проблем с помехами от электрических по-
лей;  пропускная  способность – намного  выше‚  чем  у  сетей  с  парными  или  коаксиальными 
кабелями; само волокно намного легче и меньше по размеру‚ чем медная жила. 
Основным  ограничением  для  передачи  информации  по  волоконно-оптической  линии 
связи является затухание оптического сигнала по мере его распространения по волокну. Ин-
формация‚ содержащаяся в световом сигнале‚ посланном по волокну‚ должна быть получена 
и преобразована в свою исходную форму. По мере распространения по волокну оптический 
сигнал затухает из-за релеевского рассеяния. Некоторая часть световой энергии поглощает-
ся‚  а  часть  этой  энергии  уходит  из  волокна  наружу  надефектах‚возникающих  в  стекле  при 
чрезмерныхизгибахволокна. Если световой энергии потеряно (т.е. ушло на затухание) очень 
много‚ то сигнал может оказаться слишком слабым‚ чтобы приемник на дальнем конце мог 
различить в этом сигнале отдельные импульсы. Если сигнал у приемника слишком слабый‚ 
тогда  нам‚  для  того  чтобы  компенсировать  чрезмерное затухание‚  придется  увеличить  вы-
ходную мощность передатчика‚ повысить чувствительность приемника или уменьшить рас-
стояние между передатчиком и приемником. Крайне важно знать‚ сколько именно световой 
энергии теряется в каком-либо отрезке волокна прежде‚ чем использовать его в сети связи. 
Если  полное  затухание  слишком  велико‚  то  необходимо принимать  определенные  меры  по 
исправлению положения.Определение потерь в оптическом волокне: 
Лучший способ измерить полное затухание в оптическом волокне – это подать свето-
вой сигнал определенного уровня в один конец волокна‚ а затем измерить уровень этого сиг-
нала‚ когда он выйдет на другом конце. Разница между этими двумя уровнями – измеренная 
в децибелах (дБ) – будет представлять собой полное затухание . Для наиболее точного изме-
рения  такого  рода  надо  использовать  калиброванный источник  света и оптический  ватт-
метр. Но при измерении с помощью источника света и оптического ваттметра нельзя опреде-
лить‚ является ли затухание сильным по всей длине волокна или же оно локализовано в ка-
ком-либо  одном  "слабом"  месте;  неизвестно‚ в  какой  части волокна  возникает  эта  пробле-
ма.С другой стороны‚ при работе с оптическим рефлектометром получается график "уровень 
сигнала в зависимости от расстояния"‚ крайне полезный при определении места возникнове-
ния в волокне каких-либо неполадок. 
Другие виды тестирования волокна: 
Самым  важным  видом  тестирования  для  большинства  видов  волокна  является  точное 
измерение  характеристик  затухания.  Но  для  работающих  с  большой  скоростью  или  очень 
длинных волоконно-оптических сетей  могут понадобиться и другие виды тестирования. При 
измерении дисперсии определяется‚  какое  влияние  на  информационную  емкость  волокна 
может оказать наличие разных скоростей распространения света в волокне (т.е. тот факт‚ что 
некоторые компоненты светового излучения, несущие информацию‚ могут распространяться 

The 9
th
 International Conference «Modern  
achievements of physics and fundamental physical education»  
 
October , 12-14, 2016, Kazakhstan, Almaty 
______________________________________________________________________________________________________
 
 
200 
быстрее‚  чем  другие).  В  многомодовом  волокне  это  называется  измерениемшириныполосы 
пропускания.  
Оптический рефлектометр: 
Оптический  рефлектометр  (Optical Time Domain Reflectometer, OTDR)  –  это  электрон-
но-оптический измерительный прибор‚ используемый для определения характеристик опти-
ческих  волокон.  Он  определяет  местонахождение  дефектов  и  повреждений‚  измеряет  уро-
вень потерь сигнала в любой точке оптического волокна. Все‚ что нужно для работы с опти-
ческим рефлектометром‚ – это доступ к одному концу волокна. 
Оптические рефлектометры широко применяются на всех этапах создания и эксплуата-
ции волоконно-оптической сети – от сооружения до технического обслуживания‚ определе-
ния мест повреждений и их исправления. Оптический рефлектометр применяется для того‚ 
чтобы:измерять полные потери в волокне для приемки сети и ее ввода в строй‚ для проверки 
волокна на барабанах и подтверждения его технических характеристик.Измерять потери как 
в механических‚ так и в сварных соединениях (оптоволоконных стыках) во время монтажа‚ 
строительства и ремонтных работ.Измерять отражение‚ или оптические потери на отражение 
на  оптических  разъемах  и  механических  соединениях  (оптоволоконных  стыках) 
дляCATV(сетей кабельного телевидения)‚SDH(СЦИ) и других аналоговых или высокоскоро-
стных  линий  цифровой  связи‚  в  которых  отражение  должно  поддерживаться  на  низком 
уровне.Определять  место  обрывов  и  дефектов  волокон.Проверять‚  оптимальна  ли  оптиче-
ская  соосность  волокон  при  операциях  по  их  сращиванию.Обнаруживать  постепенное  или 
внезапное ухудшение качества волокна путем сравнения его характеристики. Для измерения 
характеристик  оптического  волокна  оптический  рефлектометр  использует  явле-
ния релеевского рассеянияифренелевского отражения. Посылая в волокно световой импульс 
и измеряя время его распространения и интенсивность его отражения от точек‚ находящихся 
внутри  волокна‚  рефлектометр  выводит  на  экран  дисплея  рефлектограмму  "уровень  отра-
женного сигнала в зависимости от расстояния". 
Рефлектограмму  можно  проанализировать  на  месте‚  немедленно  распечатать  для  соз-
дания документации о сети или сохранить на диске компьютера для более позднего анализа 
и сопоставлений. По такой рефлектограмме опытный оператор может точно определить ко-
нец  волокна‚ местонахождение оптоволоконных стыков  и потери в них‚ а также полные по-
тери в волокне. В большинстве последних моделей рефлектометров предусмотрена возмож-
ность автоматического анализа полученных рефлектограмм‚ что упрощает обучение опера-
торов. 
Релеевское рассеяние: при посылке светового импульса по волокну часть импульса на-
тыкается на имеющиеся в стекле микроскопические частицы (которые называются "приме-
сью") и рассеивается во всех направлениях. Это явление называетсярелеевским рассеянием. 

жүктеу/скачать 11,53 Mb.

Достарыңызбен бөлісу: