Děti a rodiče
21.06.2023

Dvojité hvězdy: Zapomenuté potěšení. Fotometrické dvojhvězdy Dvojhvězdy v dalekohledu

Pozorování dvojhvězd a vícehvězd nebyla vždy věnována velká pozornost. I v dávných dobách hojnosti dobré astronomické literatury se tomuto tématu často vyhýbalo a je nepravděpodobné, že byste o něm našli mnoho informací. Důvodem může být nízký vědecký význam takových pozorování. Není tajemstvím, že přesnost amatérských měření parametrů dvojhvězd je zpravidla výrazně nižší než u profesionálních astronomů, kteří mají možnost pracovat s velkými přístroji.

Téměř všichni milovníci astronomie však alespoň na nějaký čas mají krátké období Od té doby mají povinnost pozorovat dvojhvězdy. Cíle, které sledují, mohou být zcela odlišné: od kontroly kvality optiky nebo čistě sportovního zájmu až po provádění skutečně vědecky významných měření.


Důležité je také poznamenat, že mimo jiné je pozorování dvojhvězd také výborným tréninkem pro oči amatérského astronoma. Pozorovatel při pohledu na blízké dvojice rozvíjí schopnost všímat si nejnepatrnějších, malých detailů obrazu, čímž se udržuje v dobré kondici, což se v budoucnu jistě projeví při pozorování jiných nebeských objektů. Dobrým příkladem je, když jeden z mých kolegů strávil několik víkendů pokusy o rozlišení dvojice hvězd s 1" vzdáleností pomocí 110mm reflektoru a nakonec se mu to podařilo. Po dlouhé přestávce jsem se zase musel vzdát pozorování před tento pár s mnohem větším nástrojem.

Dalekohled a pozorovatel

Podstata pozorování dvojhvězdy je nesmírně jednoduchá a spočívá v rozdělení hvězdného páru na jednotlivé složky a určení jejich vzájemné polohy a vzdálenosti mezi nimi. V praxi se však vše ukazuje být zdaleka ne tak jednoduché a jednoznačné. Během pozorování se začnou objevovat různé druhy faktorů třetích stran, které vám neumožňují dosáhnout požadovaného výsledku bez některých triků. Možná už víte o existenci něčeho, jako je Davisův limit. Tato hodnota určuje schopnost některého optického systému oddělit dva blízko umístěné bodové zdroje světla, jinými slovy, určuje rozlišení p vašeho dalekohledu. Hodnotu tohoto parametru v obloukových sekundách lze vypočítat pomocí následujícího jednoduchého vzorce:

ρ = 120"/D


kde D je průměr čočky dalekohledu v milimetrech.

Rozlišovací schopnost dalekohledu závisí kromě průměru objektivu také na typu optické soustavy, na kvalitě optiky a samozřejmě na stavu atmosféry a dovednostech pozorovatele.

Co musíte mít, abyste mohli začít pozorovat? Nejdůležitější je samozřejmě dalekohled. A čím větší je průměr jeho čočky, tím lépe. Navíc budete potřebovat okulár (nebo Barlowovu čočku), který poskytuje vysoké zvětšení. Bohužel, někteří amatéři ne vždy správně používají Davisův zákon a věří, že pouze on určuje možnost vyřešení těsného dvojpáru. Před několika lety jsem se setkal s začínajícím amatérem, který si stěžoval, že několik sezón nemohl ve svém 65mm dalekohledu oddělit dvojici hvězd umístěných ve vzdálenosti 2" od sebe. Ukázalo se, že se o to pokoušel , používající pouze 25násobné zvětšení s argumentem, že při tomto zvětšení má dalekohled lepší viditelnost. Samozřejmě měl pravdu, že malé zvětšení výrazně snižuje škodlivé účinky proudění vzduchu v atmosféře. Nepočítal však s tím, že při takovém malé zvětšení oko prostě není schopno rozlišit dva blízko umístěné zdroje světla!

Kromě dalekohledu budete možná potřebovat i měřicí přístroje. Pokud se však nechystáte měřit polohy součástí vůči sobě, pak se bez nich obejdete. Řekněme, že můžete být docela spokojeni se samotným faktem, že se vám pomocí vašeho přístroje podařilo oddělit blízké hvězdy a ujistit se, že stabilita dnešní atmosféry vyhovuje nebo váš dalekohled dává dobré výsledky a ještě jste neztratili své dřívější dovednosti. a obratnost.

Pro závažnější problémy je nutné použít mikrometr pro měření vzdáleností mezi hvězdami a číselníkovou stupnici pro určení polohových úhlů. Někdy lze tyto dva nástroje nalézt spojené v jednom okuláru, v jehož ohnisku je instalována skleněná deska s natištěnými stupnicemi, které umožňují provádět odpovídající měření. Podobné okuláry vyrábí různé zahraniční firmy (zejména Meade, Celestron aj.), před časem byly vyráběny i v novosibirském podniku Tochpribor.

Provádění měření

Jak jsme již řekli, měření charakteristik dvojhvězdy spočívá v určení vzájemné polohy jejích složek a úhlové vzdálenosti mezi nimi.

Polohovací úhel. V astronomii se tato veličina používá k popisu směru jednoho objektu vzhledem k druhému pro spolehlivé umístění na nebeské sféře. V případě dvojhvězd pojem polohový úhel zahrnuje určení polohy slabší složky vzhledem k jasnější složce, která se bere jako referenční bod. Polohové úhly se měří ze směru na sever (0°) a dále na východ (90°), na jih (180°) a na západ (270°). Dvě hvězdy se stejnou rektascenzí tedy mají poziční úhel 0° nebo 180°. Pokud mají stejnou deklinaci, úhel bude buď 90° nebo 270°.

Před měřením pozičního úhlu je nutné správně orientovat měřící stupnici mikrometrického okuláru. Umístěním hvězdy do středu zorného pole a vypnutím hodinového mechanismu (polární osa montáže by měla být nastavena na nebeský pól) přinutíme hvězdu k pohybu v zorném poli dalekohledu od z východu na západ. Bod, ve kterém hvězda překročí hranice zorného pole, je bod směru na západ. Pokud nyní otáčením okuláru kolem jeho osy srovnáme hvězdu s hodnotou 270° na mikrometrické hodinové stupnici, pak můžeme předpokládat, že jsme dokončili požadované nastavení. Přesnost vykonané práce můžete vyhodnotit pohybem dalekohledu tak, aby se hvězda právě začala objevovat zpoza zorného pole. Tento bod vzhledu by se měl shodovat se značkou 90° na hodinové stupnici, po které by měla hvězda v průběhu svého denního pohybu opět projít středem a opustit zorné pole na značce 270°. Pokud se tak nestane, pak by se měl postup orientace mikrometru opakovat.



Pokud nyní namíříte dalekohled na hvězdný pár, který vás zajímá, a umístíte hlavní hvězdu do středu zorného pole, pak myšlenkově nakreslíte čáru mezi ní a druhou složkou, získáme požadovanou hodnotu úhlu polohy převzetím jeho hodnoty z mikrometrické hodinové stupnice.

Separace součástí. Po pravdě řečeno, nejtěžší část práce již byla vykonána. Stačí nám změřit vzdálenost mezi hvězdami na lineárním mikrometrickém měřítku a výsledek získaný z lineární míry pak převést na úhlovou.

Je zřejmé, že k provedení takového převodu potřebujeme zkalibrovat mikrometrické měřítko. To se provádí následovně: namiřte dalekohled na hvězdu s dobře známými souřadnicemi. Zastavte hodinový mechanismus dalekohledu a poznamenejte si čas, který hvězdě trvá, než přejde z jednoho extrémního dílku stupnice do druhého. Tento postup několikrát opakujte. Získané výsledky měření se zprůměrují a úhlová vzdálenost odpovídající poloze dvou krajních značek na stupnici okuláru se vypočte pomocí vzorce:

A = 15 x t x cos 5


kde f je doba přechodu hvězdy, δ je deklinace hvězdy. Vydělením hodnoty A počtem dílků stupnice získáme hodnotu dílku mikrometru v úhlové míře. Znáte-li tuto hodnotu, můžete snadno vypočítat úhlovou vzdálenost mezi složkami dvojité hvězdy (vynásobením počtu dílků stupnice, které se vejdou mezi hvězdy, hodnotou dílku).

Pozorování blízkých párů

Na základě svých zkušeností mohu říci, že oddělení hvězd se vzdáleností blízkou Davisově limitu se stává téměř nemožným, a to je tím výraznější, čím větší je rozdíl ve velikosti mezi složkami páru. V ideálním případě Davisovo pravidlo funguje, pokud mají hvězdy stejnou jasnost.

Při pohledu na poměrně jasnou hvězdu dalekohledem při velkém zvětšení si všimnete, že hvězda nevypadá jen jako světelný bod, ale jako malý disk (Erie disk), obklopený několika jasnými prstenci (tzv. difrakční prstence). ). Je jasné, že počet a jas takových prstenů přímo ovlivňuje snadnost, s jakou oddělíte blízký pár. Pokud existuje významný rozdíl v jasnosti složek, může se stát, že se slabá hvězda jednoduše „rozpustí“ v difrakčním obrazci hlavní hvězdy. Ne nadarmo se tak známé jasné hvězdy jako Sirius a Rigel, které mají slabé satelity, oddělují v malých dalekohledech jen velmi obtížně.



V případě velkého rozdílu v barvě součástek je úkol oddělení dvojky naopak poněkud zjednodušen. Přítomnost barevných anomálií v difrakčním obrazci se stává znatelnější a oko pozorovatele zaznamená přítomnost slabé družice mnohem rychleji.

Předpokládá se, že maximální užitečné zvětšení poskytované dalekohledem se přibližně rovná dvojnásobku průměru čočky objektivu v mm a použitím většího zvětšení se ničeho nedosáhne. U dvojhvězd tomu tak není. Pokud je atmosféra v noci pozorování klidná, pak použití 2x nebo dokonce 4x maximálního zvětšení vám může pomoci vidět nějaké "narušení" v difrakčním obrazci, které vám bude indikovat přítomnost zdroje tohoto "rušení". To lze samozřejmě provést pouze s dalekohledem s dobrou optikou.

Chcete-li určit zvětšení, při kterém můžete začít oddělovat blízký pár, můžete použít následující jednoduchý vzorec:

X = 240"/S"


kde S je úhlová vzdálenost mezi binárními složkami v úhlových sekundách.

K oddělení blízkých hvězd můžeme také doporučit použití jednoduchého zařízení, které se nasadí na tubus dalekohledu a kulatý tvar apertury promění řekněme v pravidelný šestiúhelník. Taková apertura mírně mění rozložení světelné energie na snímku hvězdy: Airyho centrální disk se poněkud zmenšuje a místo obvyklých difrakčních prstenců je pozorováno několik jasných záblesků ve tvaru vrcholu. Pokud takovou tryskou otočíte, můžete zajistit, že se druhá hvězda objeví mezi dvěma sousedními výbuchy a „umožní“ tak detekci její přítomnosti.

Pozorování dvojhvězd- nesmírně zajímavá a fascinující činnost, které milovníci astronomie v poslední době věnují nezaslouženě málo pozornosti. Jedná se o speciální, tradiční oblast amatérské pozorovací praxe, která kombinuje několik principů najednou. Je to jak vědecké – touha studovat objekt, rozšířit naše znalosti o něm, tak technické – touha vylepšit svůj dalekohled a pak z něj „vymáčknout“ maximum. V této činnosti je také sportovní prvek - touha dosáhnout maxima svých možností, trénovat své schopnosti, překonávat obtíže, které v tomto procesu vznikají, ale je zde i prvek estetický - prostý pohled na tyto neobvyklé, nadpozemské obrázky, a mezi tisíci a tisíci dvojníků nejsou dva identičtí a někdy se mezi nimi najdou opravdová mistrovská díla přírody, která můžete donekonečna obdivovat. Samozřejmě nedávno, po vypuštění ultrapřesných satelitů na oběžnou dráhu, které měřily téměř všechny jasné hvězdy na obloze a získaly nebývalé informace o dvojhvězdách, ztratila amatérská vědecká měření na aktuálnosti, ale všechny ostatní motivy zůstaly...

Navíc je šťastný astronom, který má to štěstí, že se začne zajímat o pozorování. dvojnásobek. Za úplňku, v noci s mlžným oparem má vždy co zaměstnávat sebe i svůj dalekohled, a i když bydlí v centru města, vždy se najdou předměty, které ho zaujmou, zvou k tomu, aby našel něco nového pro sebe nebo jen obdivovat další krásný obrázek.

Čas od času pozorovány dvojhvězdy, zvláště ty blízké. Téměř všichni amatérští astronomové. Zpravidla za účelem testování optiky jejich dalekohledů (a těžko se hledá lepší test než těsný dvojník). Samozřejmě nikdo neodmítne obdivovat slavné páry jako Albireo, - γ Cygnus, nebo - γ Andromeda, ale cíleně lovit krásné, například ty, ve kterých je výrazný rozdíl v barvě - to dělá málokdo, což je škoda: je to velmi zajímavé a oblast, která slibuje spoustu překvapení. Rozdíly v lesku a těsné blízkosti komponentů mohou způsobit zvýšení viditelného barevného kontrastu, změnit odstíny komponentů nebo dokonce úplně změnit jejich barvu. A i pozorování stejného páru různými dalekohledy může výrazně změnit již známý obraz a připravit překvapení.

Je zbytečné připomínat, že při prohlížení a fotografování dvojhvězd byste se měli snažit používat dalekohled maximální kvality, protože pozorování by měla být prováděna s maximálním zvětšením, například 1,50 a ještě více (apochromáty umožňují zvýšit zvětšení na 2 a dokonce 30). Pozornost na okulár by samozřejmě neměla být menší než na samotný dalekohled; stojí za to připomenout starou pravdu: "Dobrý dalekohled se špatným okulárem je špatný dalekohled."

Na tomto obrázku z " Larousse Encyklopedie astronomie"Barvy hvězd jsou výrazně zvýrazněny, více, než se objevují v dalekohledech. Kontrast ve vizuálních párech však může být někdy stejně působivý, zejména při pozorování malými dalekohledy. Všechny hvězdy jsou zobrazeny přibližně ve stejném měřítku, jih je nahoře, východ je vpravo. Pouze ξ Boötes, jehož poziční úhel je nyní asi 320°, zaznamenal za téměř 50 let od svého zveřejnění znatelnou změnu polohy hvězd..

Pozorování dvojhvězd



Téma pozorování dvojhvězd a vícehvězd bylo v tuzemských amatérských publikacích jaksi vždy jemně ignorováno a ani v dříve vydaných knihách o amatérském pozorování dvojhvězd pravděpodobně nenajdete přemíru informací. Důvodů je několik. Samozřejmě už není tajemstvím, že amatérská pozorování dvojhvězd mají z vědeckého hlediska malou cenu a že většinu těchto hvězd objevili profesionálové a ty, které ještě nebyly objeveny nebo prozkoumány, jsou pro běžné amatéry stejně nedostupné. jako jeho let na Mars. Přesnost amatérských měření je výrazně nižší než u astronomů pracujících s velkými a přesnými přístroji, které určují charakteristiky hvězdných párů, někdy i za hranicemi viditelnosti, pouze pomocí matematického aparátu k popisu takových systémů. Všechny tyto důvody nemohou ospravedlnit tak povrchní postoj k těmto objektům. Můj postoj je založen na prostém faktu, že většina amatérů se po určitou dobu nutně zabývá tím nejjednodušším pozorováním dvojhvězd. Cíle, které sledují, mohou být různé: od testování kvality optiky, sportovního zájmu až po vážnější úkoly, jako je pozorování na vlastní oči změn vzdálených hvězdných soustav v průběhu několika let. Dalším způsobem, jak může být pozorování cenné, je výcvik pozorovatelů. Neustálým studiem dvojhvězd se pozorovatel může udržovat v dobré kondici, což může později pomoci při pozorování dalších objektů a zvyšuje schopnost všímat si drobných a drobných detailů. Příkladem je příběh, kdy se jeden z mých kolegů po několika dnech volna pokusil rozlišit několik hvězd na 1" pomocí 110mm reflektoru a nakonec dosáhl výsledku, kdy jsem musel dát nahoru s větším 150 mm Možná všechny tyto cíle nejsou primárními cíli amatérů, ale přesto se taková pozorování provádějí zpravidla pravidelně, a proto toto téma vyžaduje další odhalení a určité uspořádání dříve shromážděného známého materiálu.

Při pohledu na dobrý amatérský atlas hvězd si pravděpodobně všimnete, že velmi velká část hvězd na obloze má svůj vlastní satelit nebo dokonce celou skupinu satelitních hvězd, které se podle zákonů nebeské mechaniky pohybují zábavným způsobem. společné těžiště po několik set let, tisíce nebo dokonce stovky tisíc let. Jakmile mají k dispozici dalekohled, mnozí jej okamžitě namíří na známou krásnou dvojitou nebo vícenásobnou soustavu a někdy takové jednoduché a nekomplikované pozorování určí postoj člověka k astronomii do budoucna, vytvoří obraz jeho osobního postoj k vnímání vesmíru jako celku. S dojetím vzpomínám na svůj první zážitek z takových pozorování a myslím, že i vy o tom najdete něco, co byste o něm mohli vyprávět, ale to poprvé, když jsem ve vzdáleném dětství dostal darem 65mm dalekohled, jeden z mých prvních objektů, který Vzal jsem z knihy Dagaev "Pozorování hvězdné oblohy", tam byl krásný dvojitý systém Albireo. Když pohnete malým dalekohledem po obloze a tam, v narýsovaném kruhu zorného pole, proplouvají kolem stovky a stovky hvězd Mléčné dráhy, a pak se objeví nádherný pár hvězd, které vystupují v takovém kontrastu relativního ke zbytku hlavní masy, že všechna ta slova, která se ve vaší mysli vytvořila, abyste zpívali nádheru nebeských krás, okamžitě zmizela, takže jste jen šokováni z uvědomění, že vznešenost a krása chladného prostoru je mnohem vyšší než ta banální slova, která jsi téměř vyslovil. Na to se rozhodně nezapomíná ani po mnoha letech.
Dalekohled a pozorovatel
K odhalení základů pozorování takových hvězd můžete doslova použít pouze několik obecných výrazů. To vše lze zjednodušeně popsat jako úhlové oddělení dvou hvězd a měření vzdálenosti mezi nimi pro současnou éru. Ve skutečnosti se ukazuje, že vše není zdaleka tak jednoduché a jednoznačné. Při pozorování se začnou objevovat různé druhy faktorů třetích stran, které vám neumožňují dosáhnout požadovaného výsledku bez některých triků. Je možné, že již víte o existenci takové definice, jako je Davisův limit. To je dlouho známá veličina, která omezuje hranici schopnosti některého optického systému oddělit dva blízko umístěné objekty. Jinak řečeno, pomocí jiného dalekohledu nebo pozorovacího dalekohledu budete schopni oddělit (rozlišit) dva blíže umístěné objekty, nebo se tyto objekty spojí do jednoho a nebudete schopni rozlišit tuto dvojici hvězd, která je, že uvidíte pouze jednu hvězdu místo dvou. Tento empirický Davisův vzorec pro refraktor je definován jako:
R = 120" / D (F.1)
kde R je minimální rozlišitelná úhlová vzdálenost mezi dvěma hvězdami v úhlových sekundách, D je průměr dalekohledu v milimetrech. Z tabulky níže (Tab.1) můžete jasně vidět, jak se tato hodnota mění s rostoucí vstupní aperturou dalekohledu. Ve skutečnosti se však tato hodnota může mezi dvěma dalekohledy výrazně lišit, a to i při stejném průměru objektivu. To může záviset na typu optické soustavy, na kvalitě výroby optiky a samozřejmě na stavu atmosféry.

Co musíte mít, abyste mohli začít pozorovat. Nejdůležitější je samozřejmě dalekohled. Je třeba poznamenat, že mnoho amatérů špatně interpretuje Davisův vzorec a věří, že pouze on určuje možnost vyřešení těsného dvojitého páru. Není to správné. Před několika lety jsem se setkal s amatérem, který si stěžoval, že již několik sezón nebyl schopen oddělit dvojici hvězd pomocí 2,5palcového dalekohledu, které byly od sebe vzdálené pouhé 3 úhlové sekundy. Ve skutečnosti se ukázalo, že se o to pokusil pomocí malého zvětšení 25x s argumentem, že s takovým zvětšením má lepší viditelnost. V jednom měl samozřejmě pravdu, menší nárůst výrazně snižuje škodlivé účinky vzdušných proudů v atmosféře, ale hlavní chybou bylo, že nevzal v úvahu další parametr, který ovlivňuje úspěšnost rozchodu blízké dvojice. . Mluvím o hodnotě známé jako „zvětšení rozlišení“.
P = 0,5 * D (F.2)
Vzorec pro výpočet této veličiny jsem v jiných článcích a knihách neviděl tak často jako popis Davisova limitu, což je pravděpodobně důvod, proč lidé mají tak mylnou představu o schopnosti rozlišit blízkou dvojici s minimálním zvětšením. Je pravda, že musíme jasně pochopit, že tento vzorec dává nárůst, když je již možné pozorovat difrakční obraz hvězd, a tedy těsně umístěnou druhou složku. Ještě jednou zdůrazňuji slovo pozorovat. Aby bylo možné provádět měření, musí být hodnota tohoto zvětšení vynásobena alespoň 4krát, pokud to atmosférické podmínky dovolují.
Několik slov o difrakčním vzoru. Pokud se na relativně jasnou hvězdu podíváte dalekohledem při největším možném zvětšení, pak si všimnete, že hvězda se nejeví jako bod, jak by se teoreticky při pozorování velmi vzdáleného objektu měla jevit, ale jako malý kruh obklopený několik prstenců (tzv. difrakční prstence). Je jasné, že počet a jas takových prstenů přímo ovlivňuje snadnost, s jakou oddělíte blízký pár. Může se stát, že se slabá složka jednoduše rozpustí v difrakčním obrazci a nebudete ji schopni rozlišit na pozadí jasných a hustých prstenců. Jejich intenzita přímo závisí jak na kvalitě optiky, tak na stínícím koeficientu sekundárního zrcadla v případě použití reflektoru nebo katadioptrického systému. Druhá hodnota samozřejmě nijak zásadně neupravuje možnost rozlišení určitého páru obecně, ale s rostoucím stíněním se kontrast slabé složky vůči pozadí snižuje.

Kromě dalekohledu budete samozřejmě potřebovat i měřicí přístroje. Pokud se nechystáte měřit polohu součástí vůči sobě, pak se bez nich obecně obejdete. Řekněme, že můžete být docela spokojeni se samotnou skutečností, že se vám pomocí vašeho přístroje podařilo rozlišit blízké hvězdy a ujistit se, že stabilita dnešní atmosféry je vhodná nebo že váš dalekohled dává dobré výsledky a ještě jste neztratili své dřívější dovednosti a šikovnost. Pro hlubší a vážnější účely je nutné použít mikrometr a číselník. Někdy lze taková dvě zařízení nalézt v jednom speciálním okuláru, v jehož ohnisku je instalována skleněná deska s tenkými liniemi. Obvykle jsou značky aplikovány na určité vzdálenosti pomocí laseru v továrním nastavení. Nedaleko se ukazuje pohled na jeden takový průmyslově vyráběný okulár. Nejen, že se tam dělají značky každých 0,01 mikronu, ale podél okraje zorného pole je vyznačena hodinová stupnice pro určení úhlu polohy.


Takové okuláry jsou poměrně drahé a často se musíte uchýlit k jiným, obvykle domácím zařízením. Je možné navrhnout a vyrobit domácí drátěný mikrometr v průběhu času. Podstatou jeho konstrukce je, že jeden ze dvou velmi tenkých drátů se může pohybovat vzhledem k druhému, pokud se kroužek s aplikovanými děleními otáčí. Prostřednictvím vhodných převodů je možné zajistit, že úplné otočení takového kroužku způsobí velmi malou změnu vzdálenosti mezi dráty. Takové zařízení bude samozřejmě vyžadovat velmi dlouhou kalibraci, než se zjistí přesná hodnota jednoho dílku takového zařízení. Ale je k dispozici ve výrobě. Tato zařízení, jak okulár, tak mikrometr, vyžadují pro normální provoz určité dodatečné úsilí ze strany pozorovatele. Oba fungují na principu měření lineárních vzdáleností. V důsledku toho je potřeba spojit dvě míry (lineární a úhlové) dohromady. To lze provést dvěma způsoby, empirickým stanovením z pozorování hodnoty jednoho dílku obou zařízení nebo teoretickým výpočtem. Druhou metodu nelze doporučit, protože je založena na přesných údajích o ohniskové vzdálenosti optických prvků dalekohledu, ale pokud je tato známa s dostatečnou přesností, lze úhlové a lineární míry vztáhnout na vztah:
A = 206265" / F (F.3)
To nám dává úhlovou velikost objektu umístěného v hlavním ohnisku dalekohledu (F) a velikosti 1 mm. Zjednodušeně řečeno, pak jeden milimetr v hlavním ohnisku dalekohledu 2000 mm bude ekvivalentní 1,72 úhlové minuty. . První metoda se často ukazuje jako přesnější, ale vyžaduje značný čas. Umístěte na dalekohled jakýkoli typ měřicího přístroje a podívejte se na hvězdu se známými souřadnicemi. Zastavte hodinový mechanismus dalekohledu a poznamenejte si čas, který hvězdě trvá cesta z jedné divize do druhé. Několik získaných výsledků se zprůměruje a úhlová vzdálenost odpovídající poloze dvou značek se vypočítá pomocí vzorce:
A = 15 * t * COS(D) (F.4)
Provádění měření
Jak již bylo zmíněno, úkoly, které jsou kladeny na pozorovatele dvojhvězd, spočívají ve dvou jednoduchých věcech – rozdělení na složky a měření. Pokud vše dříve popsané slouží k řešení prvního úkolu, určení možnosti jeho provedení a obsahuje určité množství teoretického materiálu, pak tato část pojednává o otázkách přímo souvisejících s procesem měření hvězdného páru. K vyřešení tohoto problému stačí změřit několik veličin.
Polohovací úhel


Tato veličina se používá k popisu směru jednoho objektu vzhledem k druhému nebo k spolehlivému umístění na nebeské sféře. V našem případě se jedná o určení polohy druhé (slabší) složky vůči té světlejší. V astronomii se poziční úhel měří od bodu směřujícího na sever (0°) a poté směrem na východ (90°), na jih (180°) a na západ (270°). Dvě hvězdy se stejnou rektascenzí mají poziční úhel 0° nebo 180°. Pokud mají stejnou deklinaci, úhel bude buď 90° nebo 270°. Přesná hodnota bude záviset na poloze těchto hvězd vůči sobě navzájem (která je vpravo, která je vyšší atd.) a která z těchto hvězd je vybrána jako referenční bod. V případě dvojhvězd je tento bod vždy považován za jasnější složku. Před měřením úhlu polohy je nutné správně orientovat měřící stupnici podle světových stran. Podívejme se, jak by se to mělo stát při použití mikrometrického okuláru. Umístěním hvězdy do středu zorného pole a vypnutím hodinového mechanismu přinutíme hvězdu pohybovat se v zorném poli dalekohledu z východu na západ. Bod, ve kterém hvězda překročí hranice zorného pole, je bod směru na západ. Pokud má okulár na okraji zorného pole úhlovou stupnici, pak je třeba otáčením okuláru nastavit hodnotu 270 stupňů v místě, kde hvězda opouští zorné pole. Správnou instalaci můžete zkontrolovat posunutím dalekohledu tak, aby se hvězda právě začala objevovat zpoza zorného pole. Tento bod by se měl shodovat se značkou 90 stupňů a hvězda by během svého pohybu měla projít středem a začít opouštět zorné pole přesně na značce 270 stupňů. Po tomto postupu zbývá vypořádat se s orientací severojižní osy. Je však nutné pamatovat na to, že dalekohled může vytvářet jak teleskopický obraz (případ zcela převráceného obrazu podél dvou os), tak převrácený pouze podél jedné osy (v případě použití zenitového hranolu nebo vychylovacího zrcadla ). Pokud se nyní zaměříme na hvězdnou dvojici, která nás zajímá, pak hlavní hvězdu umístíme do středu, stačí odečíst úhel druhé složky. Taková měření se samozřejmě nejlépe provádějí při nejvyšším možném zvětšení.
Měření úhlů


Po pravdě řečeno, nejtěžší část práce již byla hotová, jak je popsáno v předchozí části. Zbývá jen vzít výsledky měření úhlu mezi hvězdami z mikrometrické stupnice. Nejsou zde žádné speciální triky a metody pro získání výsledku závisí na konkrétním typu mikrometru, ale prozradím obecně uznávané principy na příkladu domácího drátového mikrometru. Namiřte jasnou hvězdu na první značku drátu v mikrometru. Poté otáčením označeného kroužku vyrovnejte druhou složku hvězdicového páru a druhou linii zařízení. V této fázi si musíte zapamatovat hodnoty vašeho mikrometru pro další operace. Nyní otočením mikrometru o 180 stupňů a použitím přesného pohybového mechanismu teleskopu opět vyrovnejte první čáru v mikrometru s hlavní hvězdou. Druhá značka zařízení by tedy měla být dále od druhé hvězdy. Po otočení mikrometrického kotouče tak, aby se druhá značka shodovala s druhou hvězdou, a po odebrání nové hodnoty ze stupnice od ní odečtěte starou hodnotu zařízení, abyste získali dvojnásobný úhel. Může se zdát nepochopitelné, proč byl proveden tak složitý postup, když to mohlo být jednodušší odečítáním na stupnici bez převracení mikrometru. To je jistě jednodušší, ale v tomto případě bude přesnost měření o něco horší než v případě použití výše popsané techniky dvojitého úhlu. Navíc označení nuly na podomácku vyrobeném mikrometru může mít poněkud pochybnou přesnost a ukazuje se, že nepracujeme s nulovou hodnotou. Samozřejmě, abychom získali relativně spolehlivé výsledky, musíme proces měření úhlu několikrát opakovat, abychom získali průměrný výsledek z mnoha pozorování.
Další měřicí techniky
Výše nastíněné principy pro měření vzdálenosti a polohového úhlu blízkého páru jsou v podstatě klasickými metodami, jejichž použití lze nalézt i v jiných odvětvích astronomie, například v selenografii. Amatéři ale často nemají k dispozici přesný mikrometr a musí se spokojit s jinými dostupnými prostředky. Řekněme, že pokud máte okulár s nitkovým křížem, lze s ním provádět jednoduchá úhlová měření. Pro velmi blízkou dvojici hvězd to nebude fungovat zcela přesně, ale pro širší můžete využít toho, že hvězda s deklinací d za sekundu času na základě vzorce F.4 urazí dráhu 15 * Cos(d ) obloukové sekundy. S využitím této skutečnosti můžete detekovat časový úsek, kdy obě komponenty protínají stejnou linii okuláru. Pokud je poziční úhel takového hvězdného páru 90 nebo 270 stupňů, pak máte štěstí a není třeba provádět žádné další výpočetní akce, stačí celý proces měření několikrát zopakovat. V opačném případě musíte k určení úhlu polohy použít mazané metody a poté pomocí trigonometrických rovnic najít strany v trojúhelníku vypočítat vzdálenost mezi hvězdami, což by měla být hodnota:
R = t * 15 * Cos(d) / Sin(PA) (F.5)
kde PA je polohový úhel druhé složky. Pokud provedete měření tímto způsobem více než čtyřikrát nebo pětkrát a přesnost měření času (t) není horší než 0,1 sekundy, pak při použití okuláru s nejvyšším možným zvětšením můžete rozumně očekávat přesnost měření až 0,5 úhlové sekundy nebo ještě lépe. Je samozřejmé, že zaměřovací kříž v okuláru musí být umístěn přesně pod úhlem 90 stupňů a musí být orientován podle směrů k různým světovým stranám a že při polohových úhlech blízkých 0 a 180 stupňům musí být technika měření mírně změněna. V tomto případě je lepší mírně vychýlit nitkový kříž o 45 stupňů vzhledem k poledníku a použít následující metodu: když si všimneme dvou momentů, kdy obě složky protínají jednu z čar nitkového kříže, získáme časy t1 a t2 v sekundách . Během času t (t=t2-t1) hvězda urazí dráhu X obloukových sekund:
X = t * 15 * Cos (delta) (F.6)
Nyní, když známe polohový úhel a obecnou orientaci nitkového kříže v okuláru, můžeme předchozí výraz doplnit o druhý:
X = R* | Cos(PA) + Sin(PA) | (pro orientaci JV-SZ) (F.7)
X = R* | Cos(PA) - Sin(PA) | (pro orientaci podél linie SV-JZ)
Velmi vzdálenou součástku je možné umístit do zorného pole tak, aby nevstupovala do zorného pole okuláru, protože se nachází na jeho samém okraji. V tomto případě, také se znalostí pozičního úhlu, doby průchodu další hvězdy zorným polem a této hodnoty samotné, můžete začít s výpočty založenými na výpočtu délky tětivy v kruhu s určitým poloměrem. Úhel polohy můžete zkusit určit pomocí jiných hvězd v zorném poli, jejichž souřadnice jsou předem známé. Změřením vzdáleností mezi nimi pomocí mikrometru nebo stopek pomocí výše popsané techniky se můžete pokusit najít chybějící hodnoty. Samotné vzorce zde samozřejmě uvádět nebudu. Jejich popis může zabrat podstatnou část tohoto článku, zvláště když je lze nalézt v učebnicích geometrie. Pravda je poněkud složitější s tím, že v ideálním případě budete muset řešit problémy s kulovými trojúhelníky, a to není totéž jako trojúhelníky v rovině. Pokud ale používáte takovéto záludné metody měření, pak v případě dvojhvězd, kdy jsou složky umístěny blízko sebe, můžete svůj úkol zjednodušit tím, že na sférickou trigonometrii úplně zapomenete. Přesnost takových výsledků (již nepřesných) tím nemůže být příliš ovlivněna. Nejlepší způsob, jak změřit poziční úhel, je použít úhloměr, jaký se používá ve školách, a přizpůsobit jej pro použití s ​​okulárem. Bude to docela přesné a hlavně velmi dostupné.
Z jednoduchých metod měření lze uvést ještě jednu, dosti originální, založenou na využití difrakční povahy. Pokud na vstupní otvor dalekohledu nasadíte speciálně vyrobenou mřížku (střídavě rovnoběžné pásy otevřené a stíněné clony), pak při pohledu na výsledný obraz dalekohledem najdete řadu slabších „satelitů“ kolem viditelných hvězd. Úhlová vzdálenost mezi „hlavní“ hvězdou a „nejbližším“ dvojčetem bude rovna:
P = 206265 * lambda / N (F.8)
Zde P je úhlová vzdálenost mezi dvojitým a hlavním obrazem, N je součet šířky otevřené a stíněné části popisovaného zařízení a lambda je vlnová délka světla (560nm je maximální citlivost oka). Pokud nyní změříte tři úhly pomocí typu zařízení pro měření úhlu polohy, které máte k dispozici, můžete se spolehnout na vzorec a vypočítat úhlovou vzdálenost mezi součástmi na základě výše popsaného jevu a úhlů polohy:
R = P * Sin | PA1 - PA | / Hřích | PA2 - PA | (F.10)
Hodnota P byla popsána výše a úhly PA, PA1 a PA2 jsou definovány jako: PA je polohový úhel druhé složky systému vzhledem k hlavnímu obrazu hlavní hvězdy; PA1 - polohový úhel hlavního obrazu hlavní hvězdy vzhledem k vedlejšímu obrazu hlavní hvězdy plus 180 stupňů; PA2 je poziční úhel hlavního obrazu druhé složky vzhledem k sekundárnímu obrazu hlavní hvězdy. Jako hlavní nevýhodu je třeba poznamenat, že při použití této metody jsou pozorovány velké ztráty v jasnosti hvězd (více než 1,5-2,0 m) a funguje dobře pouze na jasných párech s malým rozdílem v jasnosti.
Na druhou stranu moderní metody v astronomii umožnily průlom v pozorování dvojhvězd. Fotografie a CCD astronomie nám umožňují nový pohled na proces získávání výsledků. S CCD obrazem i fotografií existuje metoda měření počtu pixelů neboli lineární vzdálenosti mezi dvojicí hvězd. Po kalibraci snímku výpočtem velikosti jedné jednotky na základě jiných hvězd, jejichž souřadnice jsou předem známé, vypočítáte požadované hodnoty. Mnohem výhodnější je použití CCD. V tomto případě může být přesnost měření řádově vyšší než u vizuální nebo fotografické metody. CCD s vysokým rozlišením dokáže zaznamenat velmi těsné páry a následné zpracování pomocí různých astrometrických programů může nejen usnadnit celý proces, ale také poskytnout extrémně vysokou přesnost až do několika desetin nebo dokonce setin zlomků úhlové vteřiny.

> Dvojité hvězdy

– vlastnosti pozorování: co je to s fotografiemi a videi, detekce, klasifikace, násobky a proměnné, jak a kde hledat v Ursa Major.

Hvězdy na obloze často tvoří shluky, které mohou být husté nebo naopak rozptýlené. Ale někdy mezi hvězdami vznikají silnější spojení. A pak je zvykem mluvit o dvojitých systémech resp dvojité hvězdy. Říká se jim také násobky. V takových systémech se hvězdy přímo ovlivňují a vždy se vyvíjejí společně. Příklady takových hvězd (i s přítomností proměnných) lze nalézt doslova v nejznámějších souhvězdích, například Velké medvědice.

Objev dvojhvězd

Objev dvojitých hvězd byl jedním z prvních pokroků provedených pomocí astronomických dalekohledů. První soustavou tohoto typu byla dvojice Mizar v souhvězdí Velké medvědice, kterou objevil italský astronom Riccoli. Protože je ve vesmíru neuvěřitelné množství hvězd, vědci usoudili, že Mizar nemůže být jediným binárním systémem. A jejich předpoklad se ukázal budoucími pozorováními jako zcela oprávněný.

V roce 1804 William Herschel, slavný astronom, který prováděl vědecká pozorování po dobu 24 let, publikoval katalog podrobně popisující 700 dvojhvězd. Ale ani tehdy nebyly žádné informace o tom, zda mezi hvězdami v takovém systému existuje fyzické spojení.

Malá složka „nasává“ plyn z velké hvězdy

Někteří vědci zastávali názor, že dvojhvězdy závisí na společné hvězdné asociaci. Jejich argumentem byl heterogenní lesk složek dvojice. Zdálo se proto, že je dělila značná vzdálenost. K potvrzení nebo vyvrácení této hypotézy bylo zapotřebí měření paralaktického přemístění hvězd. Herschel se této mise ujal a ke svému překvapení zjistil následující: trajektorie každé hvězdy má složitý elipsoidní tvar, a nikoli vzhled symetrických oscilací s periodou šesti měsíců. Na videu můžete pozorovat vývoj dvojhvězd.

Toto video ukazuje vývoj blízkého binárního páru hvězd:

Titulky můžete změnit kliknutím na tlačítko „cc“.

Podle fyzikálních zákonů nebeské mechaniky se dvě tělesa spojená gravitací pohybují po eliptické dráze. Výsledky Herschelova výzkumu se staly důkazem předpokladu, že v binárních soustavách existuje gravitační silové spojení.

Klasifikace dvojhvězd

Dvojhvězdy jsou obvykle seskupeny do následujících typů: spektrální dvojhvězdy, fotometrické dvojhvězdy a vizuální dvojhvězdy. Tato klasifikace poskytuje představu o hvězdné klasifikaci, ale neodráží vnitřní strukturu.

Pomocí dalekohledu můžete snadno určit dualitu vizuálních dvojhvězd. Dnes existují důkazy o 70 000 vizuálních dvojhvězdách. Navíc jen 1 % z nich má rozhodně vlastní oběžnou dráhu. Jedna oběžná doba může trvat několik desetiletí až několik století. Stavba orbitální dráhy zase vyžaduje značné úsilí, trpělivost, přesné výpočty a dlouhodobá pozorování na observatoři.

Vědecká komunita má často informace pouze o některých fragmentech orbitálního pohybu a chybějící úseky dráhy rekonstruuje pomocí deduktivní metody. Nezapomeňte, že orbitální rovina může být nakloněna vzhledem k přímce pohledu. V tomto případě se zdánlivá oběžná dráha vážně liší od skutečné. Samozřejmě s vysokou přesností výpočtů je možné vypočítat skutečnou dráhu binárních systémů. K tomu se uplatňují Keplerův první a druhý zákon.

Mizar a Alcor. Mizar je dvojitá hvězda. Vpravo je satelit Alcor. Je mezi nimi jen jeden světelný rok

Jakmile je určena skutečná dráha, vědci mohou vypočítat úhlovou vzdálenost mezi dvojhvězdami, jejich hmotnost a periodu jejich rotace. Často se k tomu používá třetí Keplerův zákon, který pomáhá najít součet hmotností složek dvojice. K tomu ale potřebujete znát vzdálenost mezi Zemí a dvojhvězdou.

Dvojité fotometrické hvězdy

Dvojí povahu takových hvězd lze zjistit pouze z periodických fluktuací jasnosti. Hvězdy tohoto typu se při pohybu střídavě vzájemně blokují, a proto se jim často říká zákrytové dvojhvězdy. Orbitální roviny těchto hvězd jsou blízko směru přímky pohledu. Čím menší je plocha zatmění, tím nižší je jas hvězdy. Studiem světelné křivky může výzkumník vypočítat úhel sklonu orbitální roviny. Když jsou zaznamenána dvě zatmění, budou ve světelné křivce dvě minima (poklesy). Období, kdy jsou ve světelné křivce pozorována 3 po sobě jdoucí minima, se nazývá orbitální perioda.

Perioda dvojhvězd trvá od několika hodin do několika dnů, čímž je kratší ve srovnání s periodou vizuálních dvojhvězd (optických dvojhvězd).

Spektrální duální hvězdy

Metodou spektroskopie badatelé zaznamenávají proces štěpení spektrálních čar, ke kterému dochází v důsledku Dopplerova jevu. Pokud je jednou složkou slabá hvězda, pak lze na obloze pozorovat pouze periodické výkyvy pozic jednotlivých čar. Tato metoda se používá pouze v případě, kdy jsou součásti binárního systému v minimální vzdálenosti a jejich identifikace pomocí dalekohledu je komplikovaná.

Dvojhvězdy, které lze studovat pomocí Dopplerova jevu a spektroskopu, se nazývají spektrálně duální. Ne každá dvojhvězda má však spektrální charakter. Obě složky systému se mohou vzájemně přibližovat a vzdalovat v radiálním směru.

Podle výsledků astronomického výzkumu se většina dvojhvězd nachází v galaxii Mléčná dráha. Procentuální poměr jednoduchých a dvojitých hvězd je extrémně obtížné vypočítat. Pomocí odečítání lze odečíst počet známých dvojhvězd od celkové hvězdné populace. V tomto případě je jasné, že dvojhvězdy jsou v menšině. Tuto metodu však nelze nazvat příliš přesnou. Astronomové znají termín „výběrový efekt“. Chcete-li opravit binaritu hvězd, je třeba určit jejich hlavní charakteristiky. K tomu bude užitečné speciální vybavení. V některých případech je extrémně obtížné detekovat dvojhvězdy. Vizuálně tedy nejsou dvojhvězdy často vizualizovány ve významné vzdálenosti od astronoma. Někdy je nemožné určit úhlovou vzdálenost mezi hvězdami v páru. Pro detekci spektroskopických dvojhvězd nebo fotometrických hvězd je nutné pečlivě měřit vlnové délky ve spektrálních čarách a sbírat modulace světelných toků. V tomto případě by měl být jas hvězd poměrně silný.

To vše prudce snižuje počet hvězd vhodných ke studiu.

Podle teoretického vývoje se podíl dvojhvězd ve hvězdné populaci pohybuje od 30 % do 70 %.

Problém nadváhu je cítit nejen v létě na pláži. Každý den při pohledu do zrcadla musíte smutně pozorovat dvojitou bradu, čelisti a rozmazané kontury. Naštěstí to vše lze zamaskovat, pokud ovládáte make-up pro celý obličej se všemi jeho nuancemi.

Zvláštnosti

Pro kypré dívky nabízejí vizážisté make-up, jehož hlavním úkolem je prodloužit obličej a opticky jej zeštíhlit. K vyřešení tohoto problému se používají techniky jako konturování (aby byly obrysy jasnější) a vertikální stínování.

Tón a úleva

  1. Bez podkladové báze, která modeluje kontury a vizuálně je protahuje, je make-up nemožný.
  2. Světlý podklad (primer) zvýrazní ovál, tmavší - vše ostatní (nezapomeňte na krk a dekolt).
  3. Korektory by měly být matné a husté v textuře.
  4. Je důležité zvýraznit oči, takže tmavé kruhy pod nimi zakryjte korektorem.
  5. Pudr je kompaktní a není lesklý.
  6. Nanášejte tvářenku měkkým štětcem pohybem shora dolů. Ideální odstíny - béžová, bronzová.

Oči a obočí

  1. Dejte přednost prodlužující řasence.
  2. Omezte perleťové stíny.
  3. Všechny přechody odstínů pečlivě vystínujte.
  4. Vnitřní rohy je potřeba zesvětlit, vnější ztmavit.
  5. Všechny čáry by měly směřovat nahoru.
  6. Konečky je lepší vystínovat.
  7. Obočí by nemělo být příliš tenké ani příliš široké. Ohyb je mírný.

Rty

  1. Není potřeba dodat rtům extra objem.
  2. Konturování rtů je také vyloučeno.
  3. Mladé dívky mohou použít nenápadné třpytky.
  4. Po 35 je lepší dát přednost matné rtěnce - korálové nebo růžové.

Pokud máte plný obličej, nebojte se. Obvykle dívky s touto vadou mají velmi krásné oči, hladkou, čistou pleť a žádné vrásky. Zkuste zvýraznit své přednosti a své vybledlé rysy co nejvíce zamaskujte šikovným make-upem.

Slaďte barvu očí

U tohoto typu make-upu je nutné vzít v úvahu barvu očí, protože se doporučuje zaměřit se na ně.

Pro zelené oči

  1. Chcete-li zvýraznit zelené oči na plném obličeji, budete potřebovat stíny v odstínech, jako je tyrkysová, zelená, žlutá a modrá.
  2. Na rozdíl od make-upu pro modrooké krásy to bude vyžadovat vícevrstvou techniku. Nebojte se tedy nanést více vrstev stínu.
  3. Hlavní je nezapomenout vše důkladně zastínit. Plná tvář netoleruje kontrasty.
  4. Barvu oční linky zvolte tak, aby ladila se stíny: měla by být trochu sytější.
  5. Zvedněte šipky nahoru, aby vodorovné čáry obličej ještě nevyplnily.
  6. Pro denní líčení použijte modrou nebo zelenou řasenku. Na slavnostní, večerní nošení - černá nebo hnědá.
  7. Chcete-li, aby vaše rty byly výraznější, vezměte si rtěnku nebo lesk se třpytem. Doporučený odstín je jasná třešeň nebo korál.

Pro modrooké

  1. Doporučená paleta očních stínů: stříbrná, růžová, zlatá, perleťová, fialová, lila, mořská zelená, tyrkysová. Pokud tak učiníte, můžete si vzít černou a hnědou.
  2. Pro modré oči musíte použít nejjednodušší techniky. Vícevrstvé je vyloučeno. Stíny se tedy dají nanášet v 1-2 vrstvách, ale ne více.
  3. Stejné je to s řasenkou. Nepřehánějte to: 1 aplikace bude stačit. Doporučené barvy - šedá, hnědá (na den), černá (na večer).
  4. Rtěnka a lesk na rty mohou být v růžovém tónu, ale s přihlédnutím k věku. Po 35 je lepší použít krémovou nebo vínovou. Hlavní věc je bez vlhkosti a objemu.
  5. Vizážisté navrhují používat stejná barevná řešení pro šedooké dívky.

Pro lidi s hnědýma očima

  1. Make-up pro plnou tvář s hnědýma očima začíná správným výběrem. Vyberte si béžové nebo meruňkové odstíny – opticky prodlouží vaše rysy.
  2. Chcete-li svým lícním kostem dodat definici, naneste na ně lila-růžovou tvářenku. Ty terakotové odsuňte – udělají je ploché.
  3. Paletka stínů by vám měla otevřít oči. Barvy ve vaší paletě jsou modrá, fialová, bronzová, zlatá, kaštanová, béžová, medová, růžová.
  4. Vložka může být modrá, zlatá, fialová, kaštanová, černá - aby odpovídala barvě stínů. Je lepší otočit šipky nahoru.
  5. Na řasy budete potřebovat prodlužující řasenku v černé, modré, hnědé nebo fialové barvě.
  6. Tvar obočí musí být správný. Vyhněte se rovným vodorovným liniím a příliš výrazným koketním křivkám.
  7. Rtěnka a lesk na rty mohou být v následujících barvách: zralá třešeň, teplý akt, růžový neon, korál.

Výběr barevného schématu make-upu může také záviset na barvě vlasů. Ale rozhodující roli v této věci hrají oči.

Návod krok za krokem

Různé možnosti stylového líčení pro obézní ženy jim umožňují cítit se přitažlivě a krásně jak v každodenním životě, tak na dovolené. Základní (a) je třeba zvládnout.

Den

  1. Chcete-li prodloužit celý obličej, použijte tekutý Nadacežádný silikon. Zvláštní pozornost věnujte maskování křídel nosu a bočních stran tváří.
  2. Chcete-li vyrovnat tón, je lepší vzít matný prášek.
  3. Aby byly kontury obličeje jasnější a výraznější, je třeba je ztmavit a střed (nos, čelo, brada) by měl být co nejvíce zesvětlen. K tomu můžete pracovat s korektorem přímo na vrchu pudru.
  4. Pískovou tvářenku můžete nanést na lícní kosti.
  5. Horní víčka jsou natřena v 1 vrstvě perletí. Stříbrná barva je lepší.
  6. Velmi tenké šipky podél horních víček jsou nakresleny v antracitové barvě a zahnuté nahoru.
  7. Při denním líčení nepracujeme se spodní částí očí.
  8. Oči otevřeme šedou prodlužující řasenkou v 1 vrstvě.
  9. Na rty vezměte lesklý lesk v přirozeném odstínu.

Večer

  1. Růžový korektor umožňuje vykreslit konturu obličeje.
  2. Abyste zajistili bezchybný make-up, věnujte zvláštní pozornost maskování výstřihu.
  3. Korálově zářivá tvářenka prodlouží lícní kosti.
  4. Stíny dopadají na horní víčko ve vrstvách: černá, antracitová, smaragdová. Hlavní je vše dobře zastínit, aby nevznikaly kontrasty.
  5. Spodní víčka jsou zastíněna odstínem mokrého asfaltu.
  6. Černé šipky by měly sledovat tvar oka a spojovat se nahoře a vést linie ke spánkům.
  7. Vnější koutky lze zvýraznit bílou linkou nebo stíny.
  8. Řasenka ve 2 vrstvách - černá prodlužující.
  9. Je lepší nepoužívat třpytky a třpytky.
  10. Matná korálová rtěnka a čirý lesk doplní vaše večerní líčení.

Pokud jsou příčinou vnitřní komplexy, máte pouze dva způsoby, jak problém vyřešit. První je zhubnout. Je ale dlouhá a vyžaduje značnou sílu a trpělivost. Druhým je naučit se správný make-up pro celý obličej, díky kterému bude vizuálně tenčí. V takové situaci nezanedbávejte rady vizážistů – díky nim budete vypadat mnohem lépe.
Náhodné články

Nahoru