ОПРЕДЕЛЕНИЕ ОТНОШЕНИЯ СИГНАЛ/ШУМ СИСТЕМ СВЯЗИИНФОРМАЦИ-

The 9
th
 International Conference «Modern  
achievements of physics and fundamental physical education»  
 
October , 12-14, 2016, Kazakhstan, Almaty 
______________________________________________________________________________________________________
 
 
176 
 
Рисунок 1- Блок схема определения SNR 
 
Для тестирования этого прибора использовали вначале синусоидальный сигнал, затем за-
шумленный синусоидальный сигнал (рисунок 2). Как видно, из рисунка 2 значение “SNRva-
lue” синусоидального сигнала выше (4.593), чем у зашумленного сигнала (1.848). 
 
 
 а) cинусоидальный сигнал                         б) зашумленный синусоидальный сигнал 
 
Рисунок 2-Результаты определения SNR синусоидального сигнала и зашумленного синусои-
дального сигнала в среде LabVIEW 
 
В результате был получен прибордляопределения SNR на основе нового информационно-
энтропийного анализа, независимого от вида, амплитуды, частоты, сигнала при неизвестном 
уровне шума.  
Разработанный  нами  алгоритм  оценки  ОСШ  может  быть  использован  в  системе 
защиты информации, смарт-системах, беспроводных сенсорных сетях и т.д. При этом рынок 
реализации  может  быть  достаточно  обширным:  вся  техника,  требующая  беспроводного 
подключения, все приемо-передающие устройства, радиостанции и телевизинонные станции, 
которые  занимаются  вещанием  информации,  принимающие  устройства  разной  технологии, 
предприятия связи. 
Исследования  проводились  за  счет  гранта 0755/ГФ4  по  теме  «Аппаратурная 
реализация  нового  метода  количественной  оценки  отношения  сигнал-шум  и  определения 
степени маскировки сигнала в телекоммуникационных системах». 
 
Литература 
1.  Fei Qin, Xuewu Dai, John E. Mitchell, Effective-SNR estimation for wireless sensor 
network using Kalman filter// Ad Hoc Networks.- 2013.-Vol. 11, I. 3.- P. 944-958. 
2.  Stone J.V., Information theory: a tutorial introduction.- Sebtel Press, 2015. - 260 p. 
3.  M. Vondrasek and P. Pollak, Methods for speech SNR estimation: Evaluation tool and 
analysis of VAD dependency// Radio Engineering, vol. 14, NO. 1, pp. 6–11, Jan. 2005. 
 
 

9-ші Халықаралық ғылыми конференция «Физиканың заманауи жетістіктері  
Алматы, Қазақстан, 12-14 қазан,2016 
жəне іргелі физикалық білім беру» 
______________________________________________________________________________________________________ 
 
177 
 
НОРМИРОВАННАЯ ИНФОРМАЦИОННАЯ ЭНТРОПИЯ ЗВЕЗД РАННИХ 
СПЕКТРАЛЬНЫХ КЛАССОВ 
 
З.Ж.Жанабаев, А.С.Бейсебаева, * С.А.Хохлов  
 
Казахский национальный Университет им. аль-Фараби, Казахстан, г. Алматы 
*
serik-kz88@mail.ru
 
 
При  исследовании  горячих  звезд  с  околозвездной  материей  существует  ряд  проблем,  кото-
рые  до  сих  пор  остаются  актуальными.  Среди  них  можно  выделить  проблему  классифика-
ции. Ее важность объясняется тем, что критерии выделения большинства типов звезд оста-
ются чисто качественными. Многие же объекты с различающимися физическими характери-
стиками показывают похожие наблюдаемые особенности, что приводит иногда к неопреде-
ленности в их классификации [1-3]. Сложное непредсказуемое поведение физической систе-
мы может быть обусловлено случайными изменениями ее параметров, случайными внешни-
ми  воздействиями,  появлением  разнообразных  неустойчивостей.  Главную  роль  здесь  могут 
сыграть базовые понятия хаоса и структуры, а также различие энтропии, количественно ха-
рактеризующее эти понятия в системах разной природы. В настоящее время практически не 
существуют  количественные  расчеты  энтропии  для  астрофизических  объектов,  и  в  редких 
только случаях для хорошо изученных объектов, как звезды [4-7] рассчитывается энтропия 
Больцмана.  Однако,  очевидно,  что  учет  неравновесности  системы  чрезвычайно  важно  для 
понимания физики окружающего нас мира. Поэтому целью данной работы было описать ко-
личественно  спектры  горячих  звезд  с  различной  эффективной  температурой  на  основе  ин-
формационно- энтропийного анализа. 
Для исследования были выбраны звезды ранних (горячих) и поздних (холодных) спек-
тральных классов, со скоростями не превышающими 100 км\с. Спектры этих звезд были по-
лучены    на  телескопе 1.93 м  ObservatoiredeHauteProvence с  разрешением R~42,000. Были 
проведены рассчеты энтропий Шенона по формуле: 
( ) = ∑
( ) ( ) = − ∑
( ) ln ( ), 
 
 
 
(1) 
 
где   – номер ячеек разбиения множества значений  ,  ( ) является информацией некоторой 
физической величины 
х,  ( ) – вероятность реализации величины х. 
Нормированная информационная энтропия 
( )
S x
 спектров определены в зависимости 
от  эффективной  температуры  звезд,  определенной  в  работе [8]. Для  импульсов  различной 
формы энтропия равнобедренного треугольника 
S

 является максимальной, т.к. в этом слу-
чае распределение 
( )
i
j
x t
 будет равномерной (линейной). Поэтому в качестве нормы энтропии 
принято 
S

.  
Из рисунка 1 видно, что спектры этих звезд имеют значения энтропии, лежащие в об-
ласти самоподобия ( /
∆
= 0.806) и самоаффиности энтропии ( /
∆
= 0.567). Эти критерии 
были  установлены  в  работе [9]. Таким  же  способом  определена  энтропия  холодных  звезд, 
т.е. другого класса звезд, которая может принимать значения вне интервала масштабной ин-
вариантности  0.567  ≤ /
∆
≤ 0.806.  Это  означает,  что  хаос  горячих  звезд  более  сложно 
структурирован, чем холодных звезд. 
 

The 9
th
 International Conference «Modern  
achievements of physics and fundamental physical education»  
 
October , 12-14, 2016, Kazakhstan, Almaty 
______________________________________________________________________________________________________
 
 
178 
Рисунок – 1. Зависимость нормированной энтропии от эффективной температуры звезд  
 
Зависимость информационной энтропии от температуры показывает вполне логичную 
картину. Для холодных звезд энтропия ниже, преобладает детерминистическая картина про-
цессов, происходящих в них. С ростом температуры (случай горячих звезд) энтропия возрас-
тает, однако, остается в интервале масштабной инвариантности, нет стохастичности. 
Таким  образом,  результаты  настоящей  работы  показывают,  что  информационно-
энтропийный  анализ  дает  возможность  количественно  классифицировать  звезды  ранних 
спектральных классов.  
 
Литература 
1.  Miroshnichenko A.S., Levato H., Bjorkman K.S., & Grosso M., 2001, Astron. Astrophys., 
371,600-613 
2.  Wheelwright H.E., Weigelt G., Caratti A., & Garcia Lopez R., 2013, Astron. Astrophys., 
558A,116 
3.  Verhoeff A. P., Waters L.B.F.M., Van Den Ancker M.E., et. al., 2012, Astron. Astrophys., 
538A,101 
4.   Basu B., Lynden-Bell D.A., 1990, Astron. Soc.,31,359-369 
5.  Frampton P.H., Hsu S.D.H., Kephart T.W., Reeb D., 2009, Class. Quant. Grav.,26 
6.  Martyushev L.M., & Zubaraev S.N., 2015 Entropy, 17,658-668   
7.  Martyushev L.M., & Zubaraev S.N., 2015 Entropy, 17,3645-3655   
8.  Zorec J., & Royer F., 2012, Astron. Astrophys., 573,A120 
9.  Zhanabaev Z. Zh., 1996, Rep. Nat. Acad. Of Science RK., 5,14-19 
 
 
 

9-ші Халықаралық ғылыми конференция «Физиканың заманауи жетістіктері  
Алматы, Қазақстан, 12-14 қазан,2016 
жəне іргелі физикалық білім беру» 
______________________________________________________________________________________________________ 
 
179 
 
СКЕЙЛИНГОВЫЕ ЗАКОНОМЕРНОСТИ МОРФОЛОГИИ   
НАНОСТРУКТУРИРОВАННЫХ ПОЛУПРОВОДНИКОВ 
 
З.Ж. Жанабаев, Т.Ю. Гревцева, Е.Т. Кожагулов, А.Т. Агишев, Р.Б. Асилбаева 
 
ННЛОТ, НИИЭТФ, КазНИТУ им. К. Сатпаева, Алматы, Казахстан 
 
Полупроводниковые  пленки,  содержащие  квантово-размерные  структуры,  являются  пер-
спективным  материалом  современной  электроники.  Известно,  что  наноструктурированные 
полупроводники с различными типами наноструктур обладают разными физическими свой-
ствами, поэтому изучение различных типов нанокластеров является актуальной научной за-
дачей.  В  настоящей  работе  описана  методика  количественной  классификации  полупровод-
никовых наноструктур на основе фрактальных представлений о распределении в них носите-
лей заряда и примесей. 
 
Распределение электронов, дырок и примесей в наноструктурированной полупровод-
никовой  пленке  является  масштабно-инвариантным,  самоподобным  и  может  быть  описано 
на основе отображения фрактальной эволюции меры [1]: 
 
1
1
1
3
3
,
,
, 1
,
, 1
,
1
1
,0
,0
1
1
1
,
,
k
k
k i
k i
k i
k i
k i
k i
k
k
k
k
k
k
k
X
X
X
C
X
C
X



















 











(1) 
 
где 
k  = (1, 2, 3) ≡  (n,  p,  a),  обозначения  n,  p,  a  соответствуют  распределению  электронов, 
дырок и примесей соответственно; 
С
k

1– постоянные, имеющие смысл аналога базы норми-
рованного  сигнала,  или  постоянных  соотношения  неопределенностей  для  хаотических про-
цессов; 
γ
k 
=
k
k
D
d
 –  показатель  скейлинга,  т.е.  разность  между  фрактальной  и 
топологической  размерностями  пространства,  в  котором  распределены  электроны,  дырки  и 
примеси; 
X
k,0  
– равновесная (не фрактальная) концентрация электронов, дырок и примесей; 
μ
k,i
– знаковая функция- мультипликатор, используемый в теории динамического хаоса. Зна-
чения переменной 
1, 2, 3, ...
i

 соответствуют номерам пространственного шага. Для получе-
ния трехмерного изображения поверхности пленки по одномерной последовательности, сле-
дующей из уравнений (1), мы использовали метод реконструкции динамического хаоса [2]. 
 
 
Результаты  моделирования  на  основе уравнения (1) квантовых  точек,  квантовых  ни-
тей и квантовых ям представлены на рисунке 1. Полученные модели качественно соответст-
вуют экспериментально полученным микрофотографиям наноструктур, в частности, резуль-
татам, представленным в работах [3-7]. 
(a) 
 
 
 
 (b) 
 
 (c) 
 
Рисунок 1. Модели морфологии поверхностей наноструктурированных пленок 
1.001
n
p
a
C
C
C



, 
0
0
0
0.25,
0.53
n
p
a



,  
) :
3.806,
3.618,
3.194,
n
p
a
a






) :
2.433,
2.567,
n
a
p
b






) :
1.195,
3.999.
n
p
a
c






 
 
0
5
10
15
20
25
0
5
10
15
20
25
-1
0
1
 
 
0
5
10
15
20
25
0
5
10
15
20
25
-50
0
50
100
150
200
 
 
0
5
10
15
20
25
0
5
10
15
20
25
-1
-0.5
0
0.5
1
 

The 9
th
 International Conference «Modern  
achievements of physics and fundamental physical education»  
 
October , 12-14, 2016, Kazakhstan, Almaty 
______________________________________________________________________________________________________
 
 
180 
Для  расчета  фрактальной  размерности  зависимости  концентрации  электронов  прово-
димости от пространственного шага 
 
n i , полученной решением отображения (1), восполь-
зуемся следующим алгоритмом [2]. Рассчитаем корреляционную функцию по формуле 
 


2
, 1
1
,
N
i
j
i j
i j
C r
r
X
X
N



 


 
 
 
 
 
 
            (2) 
где 

̶  функция Хевисайда. Рассматриваемые точки отстоят от 
i
X  на расстояние, не превы-
шающее  некоторой  величины
.
r
  При  сравнительно  малых 
r
  функция 
 
C r   изменяется  как 
 
D
C r
r

, таким образом, искомая фрактальная размерность может быть определена из со-
отношения  
 
 
0
ln
lim
ln
r
C r
D
r


. 
 
 
 
 
 
 
 
            (3) 
 
На основе формул (2) и (3) мы можем рассчитать фрактальную размерность этой реа-
лизации.  Значения  показателя  скейлинга 
1
d
D

  для  фрактальной  кривой  с 
1
d

,  полу-
ченные численным анализом формул (3) и (4) при
n
p
a






 , представлены на рисунке 
2. 
 
Рисунок 2. Зависимость показателя скейлинга реализации 
 
n i  от параметра 

.  
1.001
n
p
a
C
C
C



, 
0
0
0
0.25,
0.53.
n
p
a



 
 
 
 
При
2

  наблюдаемые значения 
d

 при 
1
d

 слабо меняются. Это  можно объяснить тем, 
что мы анализировали 
d

 для кривой (
1
d

), для
2, 3
d

поведение 
d

 может быть другим. 
Всплески  вблизи  целых  значений 
d
,  видимо,  можно  объяснить  общеизвестным  явлением 
Гиббса  в  вычислительной  технике,  которое  проявляется  вблизи  разрывов.  Максимальные 
значения 
D
  соответствуют  квантово-размерным  структурам  в  виде  квантовых  ям,  а  мини-
мальные – квантовым точкам. Значения 
0
d

  свидетельствуют о том, что при больших зна-
чениях параметра 
  скейлинговой закономерности нет.  
 
Работа выполнена при поддержке грантов 3209/ГФ4 и 0263/ПЦФ. 
 
Литература 
1.  Z.Zh. Zhanabaev, T.Yu. Grevtseva. Physical fractal phenomena in nanostructured semi-
conductors // Reviews in Theoretical Science. – 2014. – Vol. 2, No 3. – P.  211-259.  
2.  G. Nicolis, I. Prigogine. Exploring Complexity. An Introduction. – NewYork: W.H. 
Freeman and Company, 1990. – p. 342. 
3.  K.A. Gonchar, L.A. Osminkina, R.A. Galkin, M.B. Gongalsky, V.S. Marshov, V.Yu. 
Timoshenko, M.N. Kulmas, V.V. Solovyev, A.A. Kudryavtsev, V.A. Sivakov. Growth, structure 

9-ші Халықаралық ғылыми конференция «Физиканың заманауи жетістіктері  
Алматы, Қазақстан, 12-14 қазан,2016 
жəне іргелі физикалық білім беру» 
______________________________________________________________________________________________________ 
 
181 
and optical properties of silicon nanowires formed by metal-assisted chemical etching // Journal of 
Nanoelectronics and Optoelectronics. – 2012. – Vol. 7. – P. 602-606. 
4.  El-Sh.M. Duraia, G.W. Beall. Synthesis and growth mechanism of amorphous silica nano 
wires using humic acid // International journal of engineering and innovative technology. – 2014. – 
Vol. 4, Is. 1. – P. 40-44. 
5.  H.J. Joyce, J. Wing-Leung, Ch.-K. Yong, C.J. Docherty, S. Paiman, Q. Gao, H.H. Tan, 
Ch. Jagadish, J. Lloyd-Hughes, L.M. Herz, M.B. Johnston. Ultralow surface recombination velocity 
in InP nanowires probed by terahertz spectroscopy // Nano Letters. – 2012. – Vol.12, No 10. – P. 
5325-5330. 
6.  U.M. Nayef, M,W, Muayed. Typical of morphological properties of porous silicon // In-
ternational journal of basic & applied sciences. – 2013. – Vol. 13, No 2. – P. 15-17. 
7.  K.-I. Chen, B.-R. Li, Y.-T. Chen. Silicon nanowire field-effect transistor-based biosen-
sors for biomedical diagnosis and cellular recording investigation // Nano Today. – 2011. –Vol. 6. – 
P. 131-154. 
 
 
 
 
 
ИССЛЕДОВАНИЯ ПОТЕРИ МАССЫ И ПЫЛЕОБРАЗОВАНИЯ У ГОРЯЧИХ ЗВЕЗД 
ТИПА FSCMAMWC 728 
 
А.К.Куратова
1, 2
, К.С.Куратов
1, 2, 3
, А.С.Мирошниченко
2
, А.Т.Майлыбаев
1, 2, 3
, 
А.Ж. Наурзбаева
1
,Н.Ш.Алимгазинова
1, 2
, А.Б.Манапбаева
1
, А.С.Бейсебаева
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  настоящее  время  образование  околозвездной  пыли  хорошо  изучено  только  около  холод-
ных звезд. Объяснить  образование пыли около горячих звезд значительно труднее из-за их 
высоких температур. Для образования пыли вблизи таких звезд необходимо наличие звёзд-
ного ветра большой плотности. Такие условия могут выполняться только у очень массивных 
звезд (сверхгиганты с массами более 25 масс Солнца). Предсказываемые же теорией темпы 
потери массы менее массивными звездами не обеспечивают плотностей вещества достаточ-
ных для образования пыли.Тем не менее, пыль существует вблизи нескольких сотен извест-
ных карликовых звёзд спектральных классов В-G. Существуют также звезды-карлики с фе-
номеном B[e] и более холодные гиганты классов A-G, которые не связаны с областями звез-
дообразования, но пыль в оболочках содержат [1-5].  
Среди звезд с феноменом B[e], недавно была выделена большая группа объектов с экс-
тремально  сильными  эмиссионными  спектрами,  которые  не  являются  ни  молодыми,  ни 
сильно  проэволюционировавшими.  Они  были  названы  объектами  типа FSCMa. Эта  группа 
звезд обладает также сильными инфракрасными избытками, предполагающими большое ко-
личество недавно созданной пыли[6-7].  
Таким  образом,  эти  объекты  могут  вносить  заметный  вклад  в  бюджет  Галактической 
пыли. До сих пор же считалось, что основное количество (до 90%) пыли в Галактике произ-
водят холодные гиганты классов M и S на стадии асимптотической ветви гигантов, а более 
горячие карлики и гиганты даже не рассматривались в этом качестве. 
Несмотря на эти достижения, остаются еще плохо известные и совсем неизученные яв-
ления в эволюции звезд, особенно с массами от 2 до 20 масс Солнца. Эти звезды на Главной 
последовательности (ГП) имеют спектральные классы от B до G (температуры поверхности 
от 6 000 до 30 000 К). Свойства многих таких звезд полностью не объясняются теорией эво-

The 9
th
 International Conference «Modern  
achievements of physics and fundamental physical education»  
 
October , 12-14, 2016, Kazakhstan, Almaty 
______________________________________________________________________________________________________
 
 
182 
люции, в частности, то, что они имеют эмиссионные линии в спектрах и несферические обо-
лочки. Недавно полученные данные свидетельствуют, что большинство этих звезд рождается 
двойными,  что  и  предполагается  для  объяснения  существования  их  околозвездной  среды. 
Однако, количество известных таких звезд, особенно с околозвездной пылью, недостаточно 
для уверенного выяснения эволюционного статуса и механизмов образования пылевых обо-
лочек. 
В  данной  работе  представлены  результаты  долгосрочного  спектрофотометрического 
мониторинга эмиссионной линии звезды MWC728, которая была классифицирована как объ-
ект  типа FS CMA. Мы  обнаружили,  что  это  бинарная  система,  в  которой  основной  компо-
нент – звезда  типа B5 Vе(Теff= 14000 ± 1000 К)  и  второй  компонент – звезда  типа G8 III 
(Тeff~5000  К).Мы  обнаружили  регулярные  изменения  положений  линии  поглощения  вто-
ричного  компонента  с  полуамплитудой ~ 20 км  с-1  и  периодом 27,5 дней.  Эти  результаты 
предполагают функцию масс 2,3 × Мо/100 и наклонность орбитальной плоскости к плоско-
сти небесной сферы ~13-15◦. Сравнение интенсивностейспектровв линии поглощения, в оп-
тическом  и  ближнем  ИК  континуумепозволяют  полагать,  что  горячая  звезда  вносит  вклад 
~60% в поток излучения бинарной системы в V полосе, газовый диск вокруг основного ком-
понента ~ 30%, и холодная звезда ~ 10%. Горячая звезда показывает широкие линии погло-
щения, что позволяет спрогнозировать скорость вращения ~110 км/с. В сочетании с низким 
углом  наклона  газо  пылевого  диска,  это  говорит  о  том,  что  онавращается  вблизи  предела 
разрушения.  Также  были  обнаружены  сильные  вариации  профилей  эмиссионных  линий 
Бальмеровской серии и HeIв масштабах от нескольких днейдо нескольких лет. Это указывает 
на наличие переменности звездного ветра от горячего компонента в дополнение к газовому 
диску  вокруг  горячей  звезды.  Параметрыбинарной  системы,  с  учетом  межзвездного  погло-
щения, дают расстояние до системы ~ 1 кпк,  и что радиус холодной звезды (~ 8 Rо) меньше, 
чем предел Роша, и что отношениемасс компонентов составляет q ~ 0,5. В целом, наблюдае-
маяспектрофотометрическая переменность и наличие сильного ИК-избытка находятся в со-
гласии с моделью тесной двойной системы и котораяиспытываетнеконсервативный массопе-
ренос.  
 
Литература 
1.  Marston A.P., McCollum B. Extended shells around B[e] stars. Implications for B[e] star 
evolution // A&A. – 2008. – V.477. – P.193-202. 
2.  Haubois X., Carciofi A. C., Rivinius Th., Okazaki A.T., Bjorkman J. E. Dynamical Evolu-
tion of Viscous Disks around Be Stars. I. Photometry // ApJ. – 2012.– V.756.–P.156-171. 
3.  Allen D.A., Swings J.-P. The spectra of peculiar Be stars with infrared excesses // A&A. – 
1976. – V.47. – P.293-302. 
4.  Lamers H.J.G.L.M., Zickgraf F.-J., de Winter D., Houziaux L. & Zorec J. An improved 
classification of B[e]-type stars // A&A. –1998. – V.340. – P.117-128.  
5.  Carciofi A.C.& Bjorkman J.E. Non-LTE Monte Carlo Radiative Transfer. I. The Thermal 
Properties of Keplerian Disks around Classical Be Stars // ApJ.– 2006. – V.639. – P.1081-1094. 
6.  Polster J.,  Korčáková D.,  Votruba V.,  Škoda P.,  Šlechta M.,  Kučerová B.,  Kubát J.Time-
dependent spectral-feature variations of stars displaying the B[e] phenomenon. I. V2028 Cygni // 
A&A. – 2012. – V.542.– P.57-62. 
7.  Borges Fernandes M.,  Kraus M.,  Chesneau O.,  Domiciano de Souza A.,  de Araújo F. X., 
Stee P., Meilland A.The galactic unclassified B[e] star HD 50138. I. A possible new shell phase// 
A&A.–2009. – V.508. – P.309-320. 
 
 

9-ші Халықаралық ғылыми конференция «Физиканың заманауи жетістіктері  
Алматы, Қазақстан, 12-14 қазан,2016 
жəне іргелі физикалық білім беру» 
______________________________________________________________________________________________________ 
 
183 
 

жүктеу/скачать 11,53 Mb.

Достарыңызбен бөлісу: