Lapsed ja vanemad
21.06.2023

Topelttähed: unustatud nauding. Fotomeetrilised topelttähed Topelttähed teleskoobis

Topelt- ja mitmiktähtede vaatlemisele pole alati erilist tähelepanu pööratud. Isegi vanasti, kui oli palju head astronoomiaalast kirjandust, välditi seda teemat sageli ja tõenäoliselt ei leia te selle kohta palju teavet. Selle põhjuseks võib olla selliste vaatluste madal teaduslik tähtsus. Pole saladus, et kaksiktähtede parameetrite amatöörmõõtmiste täpsus on reeglina oluliselt madalam kui professionaalsetel astronoomidel, kellel on võimalus töötada suurte instrumentidega.

Peaaegu kõigil astronoomiasõpradel on aga vähemalt mõnda aega lühike periood Sellest ajast alates on nad kohustatud vaatlema kaksiktähti. Eesmärgid, mida nad taotlevad, võivad olla täiesti erinevad: alates optika kvaliteedi kontrollimisest või puhtalt sportlikust huvist kuni tõeliselt teaduslikult oluliste mõõtmiste läbiviimiseni.


Samuti on oluline märkida, et muuhulgas on kaksiktähtede vaatlemine suurepärane treening ka harrastusastronoomi silmale. Lähedasi paare vaadates areneb vaatlejal oskus märgata pildi kõige ebaolulisemaid, pisidetaile, hoides end nii heas vormis, mis tulevikus kindlasti kajastub ka teiste taevaobjektide vaatlustes. Hea näide on see, kui üks mu kolleegidest üritas mitu nädalavahetust 110 mm helkuri abil lahendada 1" eraldusvõimega tähepaari ja lõpuks õnnestus. Omakorda pidin pärast pikka pausi vaatlustes alla andma see paar palju suurema instrumendiga.

Teleskoop ja vaatleja

Kaksiktähe vaatlemise olemus on äärmiselt lihtne ja seisneb tähepaari jagamises üksikuteks komponentideks ning nende suhtelise asukoha ja nendevahelise kauguse määramises. Kuid praktikas ei osutu kõik kaugeltki nii lihtsaks ja üheselt mõistetavaks. Vaatluste käigus hakkavad ilmnema mitmesugused kolmandate osapoolte tegurid, mis ei võimalda ilma nippideta soovitud tulemust saavutada. Võib-olla teate juba sellise asja nagu Davise limiit olemasolust. See väärtus määrab mõne optilise süsteemi võime eraldada kaks tihedalt asetsevat punktvalgusallikat ehk teisisõnu määrab teie teleskoobi eraldusvõime p. Selle parameetri väärtuse kaaresekundites saab arvutada järgmise lihtsa valemi abil:

ρ = 120"/D


kus D on teleskoobi läätse läbimõõt millimeetrites.

Lisaks läätse läbimõõdule sõltub teleskoobi lahutusvõime ka optilise süsteemi tüübist, optika kvaliteedist ning loomulikult atmosfääri seisundist ja vaatleja oskustest.

Mida on vaja vaatlemise alustamiseks? Kõige tähtsam on muidugi teleskoop. Ja mida suurem on selle objektiivi läbimõõt, seda parem. Lisaks on teil vaja okulaari (või Barlow objektiivi), mis tagab suure suurenduse. Kahjuks ei kasuta mõned amatöörid Davise seadust alati õigesti, arvates, et ainult see määrab võimaluse lahendada lähedase topeltpaari. Mitu aastat tagasi kohtusin algaja amatööriga, kes kurtis, et mitu hooaega ei suutnud ta oma 65 mm teleskoobis eraldada üksteisest 2" kaugusel asuvat tähepaari. Selgus, et ta üritas seda teha , kasutades ainult 25-kordset suurendust, väites, et sellisel suurendusel on teleskoop parem nähtavus.Muidugi oli tal õigus, et väike suurendus vähendab oluliselt õhuvoolude kahjulikku mõju atmosfääris.Kuid ta ei arvestanud, et sellisel väikese suurenduse korral ei suuda silm lihtsalt vahet teha kahel lähedal asuval valgusallikal!

Lisaks teleskoobile võib vaja minna ka mõõteriistu. Kui te aga ei kavatse mõõta komponentide asukohti üksteise suhtes, saate ilma nendeta hakkama. Oletame, et võite olla üsna rahul juba sellega, et teil õnnestus oma instrumendiga eraldada läheduses olevad tähed ja veenduda, et tänane atmosfääri stabiilsus on sobiv või teie teleskoop annab häid tulemusi ja te pole veel oma endisi oskusi kaotanud. ja osavus.

Tõsisemate probleemide korral on vaja kasutada mikromeetrit tähtede vahekauguste mõõtmiseks ja sihverplaadi skaalat asukohanurkade määramiseks. Mõnikord võib need kaks instrumenti leida kombineerituna ühes okulaaris, mille fookusesse on paigaldatud klaasplaat, millele on trükitud kaalud, mis võimaldavad teha vastavaid mõõtmisi. Sarnaseid okulaare toodavad mitmed välismaised ettevõtted (eelkõige Meade, Celestron jne); mõni aeg tagasi toodeti neid ka Novosibirski ettevõttes Tochpribor.

Mõõtmiste võtmine

Nagu me juba ütlesime, taandub kaksiktähe omaduste mõõtmine selle koostisosade suhtelise asukoha ja nendevahelise nurkkauguse määramisele.

Positsiooni nurk. Astronoomias kasutatakse seda suurust ühe objekti suuna kirjeldamiseks teise suhtes, et taevasfääril oleks kindel positsioneerimine. Kaksiktähtede puhul hõlmab termin asendinurk heledama komponendi asukoha määramist, mida võetakse võrdluspunktiks. Asukohanurki mõõdetakse põhja suunast (0°) ja edasi ida suunas (90°), lõunasse (180°) ja läände (270°). Seega on kahel sama parempoolse tõusuga tähe asukohanurk 0° või 180°. Kui neil on sama deklinatsioon, on nurk kas 90° või 270°.

Enne asendinurga mõõtmist on vaja mikromeetri okulaari mõõteskaala õigesti orienteerida. Asetades tähe vaatevälja keskele ja lülitades välja kellamehhanismi (kinnituse polaartelg tuleks seada taevapooluse poole), sunnime tähe liikuma teleskoobi vaateväljas alates idast läände. Punkt, kus täht väljub vaatevälja piiridest, on suunapunkt läände. Kui nüüd okulaari ümber oma telje pöörates joondame tähe mikromeetri tunniskaalal väärtusega 270°, siis võime eeldada, et oleme vajaliku seadistuse lõpetanud. Tehtud töö täpsust saab hinnata teleskoopi liigutades nii, et täht hakkab just vaatevälja tagant paistma. See välimuspunkt peaks ühtima tunniskaalal oleva 90° märgiga, misjärel peaks täht oma igapäevase liikumise käigus uuesti keskpunktist mööduma ja vaateväljast lahkuma 270° märgi juures. Kui seda ei juhtu, tuleks mikromeetri orientatsiooni protseduuri korrata.



Kui nüüd suunate teleskoobi teid huvitava tähepaari poole ja asetate põhitähe vaatevälja keskele, siis tõmmates mõtteliselt joone selle ja teise komponendi vahele, saame asendinurga vajaliku väärtuse. võttes selle väärtuse mikromeetri tunniskaalalt.

Komponentide eraldamine. Tegelikult on töö raskeim osa juba tehtud. Tuleb vaid mõõta tähtede vaheline kaugus lineaarsel mikromeetri skaalal ja seejärel teisendada saadud tulemus lineaarmõõdust nurkseks.

Ilmselgelt peame sellise tõlke teostamiseks kalibreerima mikromeetri skaala. Seda tehakse järgmiselt: suunake teleskoop hästi tuntud koordinaatidega tähele. Peatage teleskoobi kellamehhanism ja märkige üles aeg, mis kulub tähel liikumiseks skaala ühest äärmisest osast teise. Korrake seda protseduuri mitu korda. Saadud mõõtmistulemused keskmistatakse ja okulaari skaalal kahe äärmise märgi asukohale vastav nurkkaugus arvutatakse järgmise valemi abil:

A = 15 x t x cos δ


kus f on tähe üleminekuaeg, δ on tähe deklinatsioon. Jagades seejärel A väärtuse skaala jaotuste arvuga, saame mikromeetrilise jaotuse väärtuse nurgamõõdus. Seda väärtust teades saate hõlpsasti arvutada kaksiktähe komponentide vahelise nurkkauguse (korrutades tähtede vahele mahtuvate skaalajaotuste arvu jaotuse väärtusega).

Lähedaste paaride jälgimine

Oma kogemuse põhjal võin öelda, et Davise piiri lähedase vahemaaga tähtede eraldamine muutub peaaegu võimatuks ja see muutub seda selgemaks, mida suurem on tähesuuruste erinevus paari komponentide vahel. Ideaalis töötab Davise reegel, kui tähtedel on sama heledus.

Vaadates suhteliselt heledat tähte läbi teleskoobi suure suurendusega, märkate, et täht ei näe välja nagu lihtsalt helendav punkt, vaid nagu väike ketas (Erie ketas), mida ümbritsevad mitmed eredad rõngad (nn difraktsioonirõngad). ). On selge, et selliste rõngaste arv ja heledus mõjutavad otseselt lähedase paari lahutamise lihtsust. Kui komponentide heleduses on oluline erinevus, võib juhtuda, et nõrk täht lihtsalt “lahustub” põhitähe difraktsioonimustris. Pole asjata, et selliseid tuntud heledaid tähti nagu Sirius ja Rigel, millel on nõrgad satelliidid, on väikestes teleskoopides väga raske eraldada.



Komponentide värvide suure erinevuse korral on kahekordse eraldamise ülesanne, vastupidi, mõnevõrra lihtsustatud. Värvusanomaaliate esinemine difraktsioonimustris muutub märgatavamaks ning vaatleja silm märkab nõrga satelliidi olemasolu palju kiiremini.

Arvatakse, et teleskoobi maksimaalne kasulik suurendus on ligikaudu võrdne objektiivi kahekordse läbimõõduga mm-des ja suurema suurendusega ei saavutata midagi. Topelttähtede puhul see nii ei ole. Kui atmosfäär on vaatlusööl rahulik, siis 2x või isegi 4x maksimaalse suurenduse kasutamine võib aidata teil näha difraktsioonimustris mõningast "häiret", mis annab märku selle "häire" allika olemasolust. Muidugi saab seda teha ainult hea optikaga teleskoobiga.

Suurenduse määramiseks, millega saate alustada lähedase paari eraldamist, võite kasutada järgmist lihtsat valemit:

X = 240"/S"


kus S on kahendkomponentide vaheline nurkkaugus kaaresekundites.

Lähedaste tähtede eraldamiseks võime soovitada kasutada ka lihtsat seadet, mis sobib teleskoobitoru külge ja muudab ava ümara kuju näiteks tavaliseks kuusnurgaks. Selline ava muudab veidi valgusenergia jaotust tähe kujutisel: Airy keskketas muutub mõnevõrra väiksemaks ja tavaliste difraktsioonirõngaste asemel on märgata mitmeid eredaid piigikujulisi purskeid. Kui sellist otsikut pöörate, saate tagada, et teine ​​täht ilmub kahe kõrvuti asetseva sari vahele ja seega "võimaldab" selle olemasolu tuvastada.

Topelttähtede vaatlemine– äärmiselt huvitav ja paeluv tegevus, millele astronoomiasõbrad on viimasel ajal teenimatult vähe tähelepanu pööranud. See on eriline, traditsiooniline amatöörvaatluspraktika valdkond, mis ühendab korraga mitu põhimõtet. See on nii teaduslik - soov uurida objekti, täiendada oma teadmisi selle kohta, kui ka tehniline - soov täiustada oma teleskoopi ja seejärel sellest maksimumi välja pigistada. Selles tegevuses on ka sportlik element - soov saavutada oma võimete maksimum, oma võimete treenimine, selles protsessis tekkivate raskuste ületamine, kuid on ka esteetiline element - lihtsalt vaadates neid ebatavalisi, ebamaiseid pilte, ja tuhandete ja tuhandete duublite seas pole kahte identset ja mõnikord on nende hulgas tõelisi looduse meistriteoseid, mida saate lõputult imetleda. Muidugi, hiljuti, pärast ülitäpsete satelliitide orbiidile saatmist, mis mõõtis peaaegu kõiki taeva heledaid tähti ja sai enneolematut teavet binaaride kohta, kaotasid amatööride teaduslikud mõõtmised tähtsuse, kuid kõik muud motiivid jäid...

Lisaks on õnnelik astronoom, kellel on õnn vaatlemise vastu huvi tunda. kahekordne. Tal on alati midagi, millega ennast ja oma teleskoopi hõivata täiskuul, hägusel ööl ja isegi kui ta elab kesklinnas, leidub alati objekte, mis teda köidavad, kutsudes teda leidma enda jaoks midagi uut või lihtsalt imetlege teist ilusat pilti.

Aeg-ajalt jälgisid kaksiktähed, eriti lähedased. Peaaegu kõik amatöörastronoomid. Reeglina nende teleskoopide optika testimise eesmärgil (ja paremat testi on raske leida kui lähedane topelt). Muidugi ei keeldu keegi imetlemast kuulsaid paare, nagu Albireo, - γ Cygnus või - γ Andromeda, vaid spetsiaalselt jahtimast ilusaid, näiteks neid, mille värvus on oluline - vähesed inimesed teevad seda, millest on kahju: see on väga huvitav ja palju üllatusi tõotav ala. Läikeerinevused ja komponentide lähedus võivad põhjustada nähtava värvikontrasti suurenemist, muuta komponentide toone või isegi muuta nende värvi täielikult. Ja isegi sama paari vaatlemine läbi erinevate teleskoopide võib oluliselt muuta juba tuttavat pilti ja valmistada ette üllatusi.

Pole vaja meelde tuletada, et topelttähte vaadates ja pildistades tuleks püüda kasutada maksimaalse kvaliteediga teleskoopi, sest vaatlusi tuleks teha maksimaalsete suurendustega, näiteks 1,50 ja isegi rohkem (apokromaadid võimaldavad suurendada suurendust 2 ja isegi 30-ni). Muidugi ei tohiks tähelepanu pöörata okulaarile vähem kui teleskoobile endale, tasub meeles pidada vana tõde: "Hea teleskoop halva okulaariga on halb teleskoop."

Sellel pildil " Larousse astronoomia entsüklopeedia"Tähtede värvid on oluliselt täiustatud, rohkem kui teleskoopides paistavad. Kuid visuaalsete paaride kontrastsus võib mõnikord olla sama muljetavaldav, eriti kui seda vaadelda läbi väikeste teleskoopide. Kõik tähed on kujutatud ligikaudu samal skaalal, lõuna on ülaosas, ida on paremal. Ainult ξ Boötes, mille asendinurk on praegu umbes 320°, on peaaegu 50 aasta jooksul pärast selle avaldamist näinud tähtede asendis märgatavat muutust.

Topelttähtede vaatlemine



Topelt- ja mitmiktähtede vaatlemise teemat on kodumaistes amatöörväljaannetes millegipärast alati õrnalt ignoreeritud ja isegi varem ilmunud raamatutes topelttähtede vaatlemise kohta amatöörlikult ei leia tõenäoliselt palju teavet. Sellel on mitu põhjust. Muidugi pole enam saladus, et binaararvude amatöörvaatlused on teaduslikust seisukohast vähe väärt ja professionaalid on enamiku neist tähtedest avastanud ning need, mida pole veel avastatud ega uuritud, on tavalistele amatööridele sama kättesaamatud. kui viimase lend Marsile. Amatöörmõõtmiste täpsus on oluliselt madalam kui astronoomidel, kes töötavad suurte ja täpsete instrumentidega, mis määravad tähepaaride karakteristikud, mõnikord isegi väljaspool nähtavuse piire, kasutades selliste süsteemide kirjeldamiseks vaid matemaatilist aparaati. Kõik need põhjused ei saa õigustada nii pealiskaudset suhtumist nendesse objektidesse. Minu seisukoht põhineb lihtsal tõsiasjal, et enamik amatööre tegeleb teatud aja jooksul tingimata kõige lihtsamate kaksiktähtede vaatlustega. Eesmärgid, mida nad taotlevad, võivad olla erinevad: alates optika kvaliteedi testimisest, sportlikust huvist kuni tõsisemate ülesanneteni, nagu näiteks kaugetes tähesüsteemides mitme aasta jooksul toimuvate muutuste jälgimine oma silmaga. Teine viis, kuidas vaatlemine võib olla väärtuslik, on vaatleja koolitus. Pidevalt kaksiktähti uurides saab vaatleja end heas vormis hoida, mis võib hiljem aidata teiste objektide vaatlemisel ning suurendab väiksemate ja väiksemate detailide märkamise võimet. Näitena võib tuua loo, kui üks mu kolleegidest üritas pärast mitut vaba päeva veetmist 110 mm helkuri abil paar tärni 1" juures lahendada ja lõpuks saavutas tulemuse, kui mina pidin omakorda andma. üles suurema 150mm Võib-olla pole kõik need eesmärgid amatööride esmased eesmärgid, kuid sellegipoolest tehakse selliseid vaatlusi reeglina perioodiliselt ja seetõttu vajab see teema täiendavat avalikustamist ja eelnevalt kogutud teadaoleva materjali mõningast järjestamist.

Vaadates head amatöörtähtede atlast, märkad ilmselt, et väga suurel osal taeva tähtedest on oma satelliit või isegi terve rühm satelliittähti, mis taevamehaanika seadusi järgides teevad oma meelelahutusliku liikumise ümberringi. ühine massikeskus mitusada aastat, tuhandeid või isegi sadu tuhandeid aastaid. Niipea kui nende käsutuses on teleskoop, suunavad paljud selle kohe tuntud ilusale kahe- või mitmekordsele süsteemile ning mõnikord määrab selline lihtne ja mittekeeruline vaatlus inimese suhtumise astronoomiasse tulevikus, moodustab pildi tema isiklikust. suhtumine universumi kui terviku tajumisse. Mäletan liigutusega oma esimest kogemust sellistest vaatlustest ja arvan, et ka sina leiad sellest midagi jutustada, aga see esimene kord, kui sain kauges lapsepõlves kingituseks 65 mm teleskoobi, ühe mu esimesi esemeid, mis Võtsin raamatust Dagaev "Tähistaeva vaatlused", seal oli ilus topeltsüsteem Albireo. Kui liigutate oma väikest teleskoopi üle taeva ja seal, vaatevälja piiritletud ringis, hõljuvad mööda sajad ja sajad Linnutee tähed ja siis ilmub ilus tähepaar, mis eristuvad sellise kontrastiga suhteliselt. ülejäänud põhilisele massile, et kõik need sõnad, mis tekkisid teie mõttes laulda taeva kaunitaride suurejoonelisust, kaovad korraga, jättes teid vaid šokeeritud arusaamast, et külma ruumi suursugusus ja ilu on palju kõrgemad. kui need banaalsed sõnad, mis sa peaaegu välja ütlesid. Seda ei unustata kindlasti isegi pärast paljude aastate möödumist.
Teleskoop ja vaatleja
Selliste tähtede vaatlemise põhitõdede paljastamiseks võite sõna otseses mõttes kasutada vaid paari üldist väljendit. Seda kõike võib lihtsalt kirjeldada kui kahe tähe nurkade eraldamist ja nendevahelise kauguse mõõtmist praeguse ajastu jaoks. Tegelikult selgub, et kõik pole kaugeltki nii lihtne ja üheselt mõistetav. Vaatlemisel hakkavad ilmnema mitmesugused kolmandate osapoolte tegurid, mis ei võimalda teil ilma nippideta soovitud tulemust saavutada. Võimalik, et teate juba sellise määratluse olemasolust nagu Davise piir. See on ammu tuntud suurus, mis piirab mõne optilise süsteemi võimet eraldada kahte lähestikku asuvat objekti. Teisisõnu, kasutades teist teleskoopi või tähiku, saate eraldada (lahendada) kaks lähemal asuvat objekti või need objektid sulanduvad üheks ja te ei saa seda tähepaari lahendada, on see, et näete kahe tähe asemel ainult ühte tähte. See refraktori empiiriline Davise valem on määratletud järgmiselt:
R = 120" / D (F.1)
kus R on minimaalne lahutatav nurkkaugus kahe tähe vahel kaaresekundites, D on teleskoobi läbimõõt millimeetrites. Allolevast tabelist (Tab.1) näete selgelt, kuidas see väärtus muutub teleskoobi sissepääsuava suurenedes. Kuid tegelikkuses võib see väärtus kahe teleskoobi vahel oluliselt erineda, isegi kui objektiiv on sama läbimõõduga. See võib sõltuda optilise süsteemi tüübist, optika valmistamise kvaliteedist ja loomulikult atmosfääri seisundist.

Mida on vaja vaatlemise alustamiseks. Kõige tähtsam on muidugi teleskoop. Tuleb märkida, et paljud amatöörid tõlgendavad Davise valemit valesti, arvates, et ainult see määrab lähedase topeltpaari lahendamise võimaluse. See ei ole õige. Mitu aastat tagasi kohtusin ühe amatööriga, kes kurtis, et juba mitu hooaega ei suutnud ta 2,5-tollise teleskoobiga eraldada tähepaari, mis olid üksteisest vaid 3 kaaresekundi kaugusel. Tegelikult selgus, et ta üritas seda teha väikese 25-kordse suurendusega, väites, et sellise suurendusega on tal parem nähtavus. Ühes oli tal muidugi õigus, väiksem tõus vähendab oluliselt õhuvoolude kahjulikku mõju atmosfääris, kuid peamine viga oli see, et ta ei võtnud arvesse teist parameetrit, mis mõjutab lähedase paari lahkumineku edukust. . Ma räägin väärtusest, mida nimetatakse "eraldusvõime suurendamiseks".
P = 0,5 * D (F.2)
Ma ei ole selle suuruse arvutamise valemit nii sageli teistes artiklites ja raamatutes näinud kui Davise piiri kirjeldust, ilmselt seetõttu on inimestel selline eksiarvamus võimest lahendada lähipaar minimaalse suurendusega. Tõsi, peame selgelt mõistma, et see valem annab tõusu, kui on juba võimalik jälgida tähtede difraktsioonimustrit ja vastavalt ka lähedal asuvat teist komponenti. Veel kord rõhutan sõna jälgi. Kuna mõõtmiste tegemiseks tuleb selle suurenduse väärtus korrutada vähemalt 4-kordsega, kui atmosfääritingimused seda võimaldavad.
Paar sõna difraktsioonimustri kohta. Kui vaatate suhteliselt heledat tähte läbi teleskoobi suurima võimaliku suurendusega, siis märkate, et täht ei paista mitte punktina, nagu see teoreetiliselt peaks olema väga kauge objekti vaatlemisel, vaid väikese ringina, mida ümbritseb mitu rõngast (nn difraktsioonirõngad). On selge, et selliste rõngaste arv ja heledus mõjutavad otseselt lähedase paari lahutamise lihtsust. Võib juhtuda, et nõrk komponent lihtsalt lahustub difraktsioonimustris ja te ei suuda seda eredate ja tihedate rõngaste taustal eristada. Nende intensiivsus sõltub otseselt nii optika kvaliteedist kui ka sekundaarpeegli varjestustegurist reflektori või katadioptrilise süsteemi kasutamise korral. Teine väärtus ei tee muidugi tõsiseid kohandusi teatud paari lahendamise võimaluses üldiselt, kuid sõelumise suurenemisega nõrga komponendi kontrastsus tausta suhtes väheneb.

Lisaks teleskoobile läheb vaja muidugi ka mõõteriistu. Kui te ei kavatse mõõta komponentide asukohta üksteise suhtes, saate üldiselt ilma nendeta hakkama. Oletame, et võite olla üsna rahul juba sellega, et teil õnnestus oma instrumendiga lahendada lähedalasuvad tähed ja veenduda, et tänane atmosfääri stabiilsus on sobiv või teie teleskoop annab häid tulemusi ning te pole veel kaotanud oma endisi oskusi ja oskusi. osavus. Sügavamatel ja tõsisematel eesmärkidel on vaja kasutada mikromeetrit ja skaalat. Mõnikord võib selliseid kahte seadet leida ühes spetsiaalses okulaaris, mille fookusesse on paigaldatud õhukeste joontega klaasplaat. Tavaliselt kantakse märgid teatud kaugusele, kasutades tehaseseadetes laserit. Läheduses on näidatud vaade ühele sellisele tööstuslikult toodetud okulaarile. Sinna ei tehta mitte ainult märke iga 0,01 mikroni järel, vaid ka vaatevälja servale märgitakse positsiooninurga määramiseks tunniskaala.


Sellised okulaarid on üsna kallid ja sageli tuleb kasutada muid, tavaliselt isetehtud seadmeid. Omatehtud traatmikromeetrit on võimalik kavandada ja ehitada teatud aja jooksul. Selle konstruktsiooni põhiolemus seisneb selles, et üks kahest väga õhukesest traadist võib teise suhtes liikuda, kui selle külge kinnitatud vahedega rõngas pöörleb. Sobivate käikude abil on võimalik tagada, et sellise rõnga täielik pöörlemine muudab juhtmete vahekaugust väga vähe. Loomulikult nõuab selline seade väga pikka kalibreerimist, kuni sellise seadme ühe jaotuse täpne väärtus leitakse. Kuid see on tootmises saadaval. Need seadmed, nii okulaar kui ka mikromeeter, nõuavad vaatlejalt tavapäraseks tööks lisapingutusi. Mõlemad töötavad lineaarsete kauguste mõõtmise põhimõttel. Sellest tulenevalt on vaja ühendada kaks mõõdet (lineaarne ja nurkne). Seda saab teha kahel viisil, määrates empiiriliselt vaatluste põhjal mõlema seadme ühe jaotuse väärtuse või arvutades teoreetiliselt. Teist meetodit ei saa soovitada, kuna see põhineb täpsetel andmetel teleskoobi optiliste elementide fookuskauguse kohta, kuid kui see on piisava täpsusega teada, saab nurk- ja lineaarmõõte seostada seosega:
A = 206265" / F (F.3)
See annab meile teleskoobi põhifookuses (F) asuva objekti nurgasuuruse, mille suurus on 1 mm. Lihtsamalt öeldes võrdub üks millimeeter 2000 mm teleskoobi põhifookuses 1,72 kaareminutiga. . Esimene meetod osutub sageli täpsemaks, kuid nõuab palju aega. Asetage teleskoobile mis tahes tüüpi mõõteriistad ja vaadake teadaolevate koordinaatidega tähte. Peatage teleskoobi kellamehhanism ja märkige üles aeg, mis kulub tähe liikumiseks ühest jaotusest teise. Saadud mitmed tulemused keskmistatakse ja kahe märgi asukohale vastav nurkkaugus arvutatakse järgmise valemi abil:
A = 15 * t * COS(D) (F.4)
Mõõtmiste võtmine
Nagu juba märgitud, taanduvad kaksiktähtede vaatlejale esitatavad ülesanded kahele lihtsale asjale - komponentideks eraldamisele ja mõõtmisele. Kui kõik varem kirjeldatu aitab lahendada esimest ülesannet, määrata selle teostamise võimalust ja sisaldab teatud hulga teoreetilist materjali, siis selles osas käsitletakse küsimusi, mis on otseselt seotud tähepaari mõõtmise protsessiga. Selle probleemi lahendamiseks peate mõõtma vaid paar kogust.
Positsiooni nurk


Seda suurust kasutatakse ühe objekti suuna kirjeldamiseks teise suhtes või enesekindlaks positsioneerimiseks taevasfääril. Meie puhul hõlmab see teise (nõrgema) komponendi asukoha määramist heledama komponendi suhtes. Astronoomias mõõdetakse asukoha nurka punktist, mis on suunatud põhja (0°) ja seejärel ida (90°), lõuna (180°) ja lääne (270°) suunas. Kahe sama parema tõusujoonega tähe asukoha nurk on 0° või 180°. Kui neil on sama deklinatsioon, on nurk kas 90° või 270°. Täpne väärtus sõltub nende tähtede asukohast üksteise suhtes (mis on paremal, kumb kõrgem jne) ja milline neist tähtedest on võrdluspunktiks valitud. Topelttähtede puhul peetakse seda punkti alati heledamaks komponendiks. Enne asendinurga mõõtmist on vaja mõõteskaala õigesti orienteerida vastavalt kardinaalsetele suundadele. Vaatame, kuidas see peaks juhtuma mikromeetrilise okulaari kasutamisel. Asetades tähe vaatevälja keskele ja lülitades välja kellamehhanismi, sunnime tähe liikuma teleskoobi vaateväljas idast läände. Punkt, kus täht väljub vaatevälja piiridest, on suunapunkt läände. Kui okulaaril on vaatevälja servas nurgaskaala, siis okulaari pöörates on vaja määrata punktis, kus täht vaateväljast väljub, väärtuseks 270 kraadi. Õiget paigaldust saate kontrollida, liigutades teleskoopi nii, et täht hakkab just vaatevälja tagant paistma. See punkt peaks ühtima 90-kraadise märgiga ja täht peaks liikumise ajal mööduma keskpunktist ja hakkama vaateväljast lahkuma täpselt 270-kraadise märgi juures. Pärast seda protseduuri jääb üle tegeleda põhja-lõuna telje orientatsiooniga. Siiski tuleb meeles pidada, et teleskoop suudab tekitada nii teleskoopilist kujutist (täiesti ümberpööratud kujutis mööda kahte telge) kui ka ümberpööratud kujutist ainult ühe telje suunas (seniitprisma või kõrvalekaldepeegli kasutamisel). ). Kui nüüd keskenduda meid huvitavale tähepaarile, siis põhitähe keskele asetamisel piisab, kui võtta teise komponendi nurga näidud. Selliseid mõõtmisi on loomulikult kõige parem teha teie jaoks suurima võimaliku suurendusega.
Nurkade mõõtmine


Tõepoolest, kõige raskem osa tööst on juba tehtud, nagu eelmises osas kirjeldatud. Jääb üle vaid võtta mikromeetri skaalalt tähtede vahelise nurga mõõtmise tulemused. Siin pole erilisi nippe ja tulemuse saamise meetodid sõltuvad konkreetsest mikromeetri tüübist, kuid avalikustan üldtunnustatud põhimõtted isetehtud traatmikromeetri näitel. Suunake särav täht mikromeetri esimesele juhtmemärgile. Seejärel joondage tähistatud rõngast pöörates tähepaari teine ​​komponent ja seadme teine ​​rida. Selles etapis peate edasiste toimingute jaoks meeles pidama oma mikromeetri näidud. Nüüd, pöörates mikromeetrit 180 kraadi ja kasutades teleskoobi täpset liikumismehhanismi, joondage mikromeetri esimene rida uuesti põhitähega. Seadme teine ​​märk peaks seega olema teisest tärnist eemal. Pärast mikromeetri ketta keeramist nii, et teine ​​märk langeb kokku teise tärniga, ja võttes skaalalt uue väärtuse, lahutage sellest seadme vana väärtus, et saada kahekordne nurk. Võib tunduda arusaamatu, miks viidi läbi nii keeruline protseduur, kui see oleks võinud olla lihtsam, võttes skaalalt näidud ilma mikromeetrit ümber pööramata. See on kindlasti lihtsam, kuid sel juhul on mõõtmistäpsus veidi halvem kui ülalkirjeldatud topeltnurga tehnika kasutamisel. Pealegi võib omatehtud mikromeetri nullmärgistuse täpsus olla mõnevõrra kahtlane ja selgub, et me ei tööta nullväärtusega. Muidugi, suhteliselt usaldusväärsete tulemuste saamiseks peame nurga mõõtmise protsessi mitu korda kordama, et saada arvukate vaatluste keskmine tulemus.
Muud mõõtmistehnikad
Eelpool välja toodud põhimõtted lähipaari kauguse ja asendinurga mõõtmisel on sisuliselt klassikalised meetodid, mille kasutamist leiab ka teistest astronoomia harudest, näiteks selenograafiast. Kuid sageli pole amatööridel juurdepääsu täpsele mikromeetrile ja nad peavad rahulduma muude saadaolevate vahenditega. Ütleme nii, et kui sul on okulaar ristiga, siis saab sellega lihtsad nurgamõõtmised teha. Väga lähedase tähepaari puhul see päris täpselt ei tööta, kuid laiemate puhul saab kasutada tõsiasja, et täht, mille deklinatsioon d sekundis, läbib valemi F.4 alusel teekonna 15 * Cos(d ) kaaresekundeid. Seda asjaolu ära kasutades saate tuvastada ajaperioodi, mil mõlemad komponendid ristuvad okulaari sama joonega. Kui sellise tähepaari asendinurk on 90 või 270 kraadi, siis on sul vedanud ja enam pole vaja arvutustoiminguid teha, piisab, kui korrata kogu mõõtmisprotsessi mitu korda. Vastasel juhul peate positsiooninurga määramiseks kasutama kavalaid meetodeid ja seejärel trigonomeetriliste võrrandite abil kolmnurga külgede leidmiseks arvutama tähtede vahelise kauguse, mis peaks olema väärtus:
R = t * 15 * Cos(d) / Sin(PA) (F.5)
kus PA on teise komponendi asendinurk. Kui teete sel viisil mõõtmisi rohkem kui neli või viis korda ja mille aja (t) mõõtmistäpsus ei ole halvem kui 0,1 sekundit, siis võite kasutada suurima võimaliku suurendusega okulaari, mille puhul saate mõistlikult eeldada mõõtmistäpsust kuni 0,5 kaaresekundit või isegi parem. On ütlematagi selge, et okulaaris olev juukserist peab olema täpselt 90 kraadise nurga all ja orienteeritud vastavalt erinevatele kardinaalsetele suundadele ning 0 ja 180 kraadi lähedaste asendinurkade korral tuleb mõõtmistehnikat veidi muuta. Sel juhul on parem suunata ristmik meridiaani suhtes veidi 45 kraadi võrra kõrvale ja kasutada järgmist meetodit: märgates kahte hetke, mil mõlemad komponendid ristuvad ühe ristjoonega, saame ajad t1 ja t2 sekundites. . Aja jooksul t (t=t2-t1) läbib täht X kaaresekundi pikkust rada:
X = t * 15 * Cos(delta) (F.6)
Teades nüüd okulaari asendinurka ja juukseristi mõõtejoone üldist orientatsiooni, saame eelmist avaldist täiendada teisega:
X = R * | Cos(PA) + Sin(PA) | (SE-NW orientatsiooni jaoks) (F.7)
X = R * | Cos(PA) – Sin(PA) | (orienteerumiseks piki NE-SW joont)
Väga kaugel asuva komponendi saab paigutada vaatevälja nii, et see ei satuks okulaari vaatevälja, asudes selle päris servas. Sel juhul, teades ka asukoha nurka, teise tähe vaatevälja läbimise aega ja seda väärtust ennast, võite alustada arvutusi, mis põhinevad teatud raadiusega ringis oleva kõõlu pikkuse arvutamisel. Asendinurga määramiseks võite proovida kasutada teisi vaateväljas olevaid tähti, mille koordinaadid on ette teada. Mõõtes nendevahelisi kaugusi mikromeetri või stopperiga, kasutades ülalkirjeldatud tehnikat, võite proovida leida puuduvad väärtused. Loomulikult ma valemeid endid siin ei anna. Nende kirjeldus võib võtta sellest artiklist olulise osa, eriti kuna neid võib leida geomeetriaõpikutest. Tõde on mõnevõrra keerulisem asjaoluga, et ideaaljuhul peate lahendama ülesandeid sfääriliste kolmnurkadega ja see ei ole sama, mis kolmnurgad tasapinnal. Kuid kui kasutada selliseid keerulisi mõõtmismeetodeid, siis kaksiktähtede puhul, kui komponendid asuvad üksteise lähedal, saate oma ülesannet lihtsustada, unustades sfäärilise trigonomeetria täielikult. Selliste tulemuste (juba ebatäpsed) täpsust see oluliselt mõjutada ei saa. Parim viis positsiooninurga mõõtmiseks on kasutada kraadiklaasi, nagu koolides kasutatakse, ja kohandada seda okulaariga kasutamiseks. See on üsna täpne ja mis kõige tähtsam, väga juurdepääsetav.
Lihtsatest mõõtmismeetoditest võib nimetada teist, üsna originaalset, mis põhineb difraktsiooniloomuse kasutamisel. Kui paned oma teleskoobi sissepääsuavale spetsiaalselt valmistatud võre (vahelduvad avatud ja varjestatud ava paralleelsed ribad), siis vaadates saadud pilti läbi teleskoobi, leiad rea tuhmimaid “satelliite” nähtavate tähtede ümber. "Peamise" tähe ja "lähima" kaksiku vaheline nurk on võrdne:
P = 206265 * lambda / N (F.8)
Siin on P topelt- ja põhipildi vaheline nurkkaugus, N on kirjeldatud seadme avatud ja varjestatud sektsioonide laiuste summa ning lambda valguse lainepikkus (560nm on silma maksimaalne tundlikkus). Kui mõõdate nüüd kolme nurka teile saadaoleva asendinurga mõõteseadme tüübi abil, võite tugineda valemile ja arvutada komponentide vaheline nurk, tuginedes ülalkirjeldatud nähtusele ja asendinurkadele:
R = P * Sin | PA1 – PA | / Patt | PA2 – PA | (F.10)
P väärtust kirjeldati eespool ning nurgad PA, PA1 ja PA2 on defineeritud järgmiselt: PA on süsteemi teise komponendi asukohanurk põhitähe põhipildi suhtes; PA1 - põhitähe põhipildi asukoha nurk põhitähe sekundaarse kujutise suhtes pluss 180 kraadi; PA2 on teise komponendi põhikujutise asukoha nurk põhitähe sekundaarse kujutise suhtes. Peamise puudusena tuleb märkida, et selle meetodi kasutamisel täheldatakse suuri tähtede heleduse kadusid (rohkem kui 1,5-2,0 m) ja see toimib hästi ainult heledate paaride puhul, mille heleduse erinevus on väike.
Teisest küljest on astronoomia kaasaegsed meetodid võimaldanud teha läbimurde kahendarvude vaatluses. Fotograafia ja CCD astronoomia võimaldavad heita värske pilgu tulemuste saamise protsessile. Nii CCD-kujutise kui ka foto puhul on olemas meetod pikslite arvu ehk tähepaari vahelise lineaarse kauguse mõõtmiseks. Pärast pildi kalibreerimist, arvutades ühe ühiku suuruse teiste tähtede põhjal, mille koordinaadid on eelnevalt teada, arvutate soovitud väärtused. CCD kasutamine on palju eelistatavam. Sel juhul võib mõõtmistäpsus olla suurusjärgu võrra suurem kui visuaalse või fotograafilise meetodi puhul. Kõrge eraldusvõimega CCD suudab salvestada väga lähedasi paare ning järgnev töötlemine erinevate astromeetriaprogrammidega ei võimalda mitte ainult hõlbustada kogu protsessi, vaid tagab ka ülikõrge täpsuse kuni mitme kümnendiku või isegi sajandikuni kaaresekundi murdosadest.

> Topelttärnid

- vaatluse omadused: mis see on fotode ja videotega, tuvastamine, klassifikatsioon, kordused ja muutujad, kuidas ja kust Ursa Majoris otsida.

Tähed taevas moodustavad sageli klastreid, mis võivad olla tihedad või, vastupidi, hajutatud. Kuid mõnikord tekivad tähtede vahel tugevamad sidemed. Ja siis on kombeks rääkida topeltsüsteemidest või topelttähed. Neid nimetatakse ka mitmekordseteks. Sellistes süsteemides mõjutavad tähed üksteist otseselt ja arenevad alati koos. Näiteid sellistest tähtedest (isegi muutujate olemasolul) võib sõna otseses mõttes leida kõige kuulsamatest tähtkujudest, näiteks Ursa Major.

Topelttähtede avastamine

Topelttähtede avastamine oli üks esimesi edusamme, mis tehti astronoomilise binokli abil. Esimene seda tüüpi süsteem oli Mizari paar Suure Ursa tähtkujus, mille avastas Itaalia astronoom Riccoli. Kuna universumis on uskumatult palju tähti, otsustasid teadlased, et Mizar ei saa olla ainus kahendsüsteem. Ja nende oletus osutus tulevaste vaatluste põhjal täielikult õigustatuks.

Aastal 1804 avaldas William Herschel, kuulus astronoom, kes oli teaduslikke vaatlusi teinud 24 aastat, kataloogi, mis sisaldab üksikasjalikult 700 kaksiktähte. Kuid isegi siis polnud teavet selle kohta, kas sellises süsteemis on tähtede vahel füüsiline seos.

Väike komponent "imeb" suurest tähest gaasi

Mõned teadlased on asunud seisukohale, et kaksiktähed sõltuvad ühisest tähtede ühendusest. Nende argument oli paari komponentide heterogeenne sära. Seetõttu tundus, et neid lahutas märkimisväärne vahemaa. Selle hüpoteesi kinnitamiseks või ümberlükkamiseks oli vaja mõõta tähtede parallaktilist nihet. Herschel võttis selle missiooni ette ja avastas oma üllatuseks järgmise: iga tähe trajektooril on keeruline ellipsoidne kuju, mitte sümmeetriliste võnkumiste ilmnemine kuuekuulise perioodiga. Videos saate jälgida kaksiktähtede arengut.

See video näitab lähedase kahendtähtede paari arengut:

Saate muuta subtiitreid, klõpsates nuppu "cc".

Taevamehaanika füüsikaseaduste kohaselt liiguvad kaks gravitatsiooniga ühendatud keha elliptilisel orbiidil. Herscheli uurimistöö tulemused said tõestuseks eeldusele, et kahendsüsteemides eksisteerib gravitatsioonijõu seos.

Topelttähtede klassifikatsioon

Kaksiktähed on tavaliselt rühmitatud järgmistesse tüüpidesse: spektraalsed kahendarvud, fotomeetrilised kahendarvud ja visuaalsed kahendarvud. See klassifikatsioon annab aimu tähtede klassifikatsioonist, kuid ei kajasta sisemist struktuuri.

Teleskoobi abil saate hõlpsasti määrata visuaalsete topelttähtede duaalsust. Tänapäeval on tõendeid 70 000 visuaalse kaksiktähe kohta. Pealegi on ainult 1% neist kindlasti oma orbiit. Üks orbiidiperiood võib kesta mitmest aastakümnest mitme sajandini. Orbitaaltee rajamine nõuab omakorda märkimisväärset pingutust, kannatlikkust, täpseid arvutusi ja pikaajalisi vaatlusi observatooriumis.

Tihti on teadlastel teave vaid mõne orbiidi liikumise fragmenti kohta ja nad rekonstrueerivad deduktiivse meetodiga tee puuduolevad lõigud. Ärge unustage, et orbiidi tasapind võib olla vaatejoone suhtes kaldu. Sel juhul erineb näiv orbiit tegelikust tõsiselt. Loomulikult on arvutuste suure täpsusega võimalik arvutada kahendsüsteemide tegelik orbiit. Selleks rakendatakse Kepleri esimest ja teist seadust.

Mizar ja Alcor. Mizar on topelttäht. Paremal on Alcori satelliit. Nende vahel on ainult üks valgusaasta

Kui tegelik orbiit on kindlaks tehtud, saavad teadlased arvutada kaksiktähtede vahelise nurkkauguse, nende massi ja pöörlemisperioodi. Sageli kasutatakse selleks Kepleri kolmandat seadust, mis aitab leida paari komponentide masside summat. Kuid selleks peate teadma kaugust Maa ja kaksiktähe vahel.

Topeltfotomeetrilised tähed

Selliste tähtede kahetist olemust saab õppida ainult heleduse perioodilisest kõikumisest. Liikudes blokeerivad seda tüüpi tähed üksteist kordamööda, mistõttu nimetatakse neid sageli varjutavateks binaarideks. Nende tähtede orbitaaltasandid on vaatejoone suuna lähedal. Mida väiksem on varjutuse pindala, seda madalam on tähe heledus. Valguskõverat uurides saab teadlane välja arvutada orbitaaltasandi kaldenurga. Kui salvestatakse kaks varjutust, on valguskõveras kaks miinimumi (vähenemist). Ajavahemikku, mil valguskõveras täheldatakse 3 järjestikust miinimumi, nimetatakse orbitaalperioodiks.

Kaksiktähtede periood kestab paarist tunnist mitme päevani, mis muudab selle visuaalsete kaksiktähtede (optiliste kaksiktähtede) perioodi suhtes lühemaks.

Spektraalsed kaksiktähed

Spekroskoopia meetodi abil registreerivad teadlased spektrijoonte jagamise protsessi, mis toimub Doppleri efekti tulemusena. Kui üheks komponendiks on nõrk täht, siis on taevas täheldatav vaid üksikute joonte positsioonide perioodiline kõikumine. Seda meetodit kasutatakse ainult siis, kui binaarsüsteemi komponendid on minimaalsel kaugusel ja nende tuvastamine teleskoobi abil on keeruline.

Kaksiktähti, mida saab uurida Doppleri efekti ja spektroskoopi abil, nimetatakse spektraalselt duaalideks. Siiski ei ole igal kaksiktähel spektraalset iseloomu. Süsteemi mõlemad komponendid võivad radiaalsuunas läheneda ja üksteisest eemalduda.

Astronoomiliste uuringute tulemuste kohaselt asub enamik kaksiktähti Linnutee galaktikas. Üksik- ja topelttähtede protsentuaalset suhet on äärmiselt raske arvutada. Lahutamist kasutades saab kogu tähtede populatsioonist lahutada teadaolevate kaksiktähtede arvu. Sel juhul saab selgeks, et kaksiktähed on vähemuses. Seda meetodit ei saa aga nimetada väga täpseks. Astronoomid tunnevad terminit "valikuefekt". Tähtede binaarsuse fikseerimiseks tuleb määrata nende peamised omadused. Selleks tuleb kasuks erivarustus. Mõnel juhul on topelttähti äärmiselt raske tuvastada. Seega visuaalselt ei kujutata kaksiktähti sageli astronoomist olulisel kaugusel. Mõnikord on paaris olevate tähtede vahelist nurkkaugust võimatu määrata. Spektroskoopiliste kaksiktähtede või fotomeetriliste tähtede tuvastamiseks on vaja hoolikalt mõõta spektrijoonte lainepikkusi ja koguda valgusvoogude modulatsioone. Sel juhul peaks tähtede sära olema üsna tugev.

Kõik see vähendab järsult uurimiseks sobivate tähtede arvu.

Teoreetiliste arengute kohaselt varieerub kaksiktähtede osatähtsus tähepopulatsioonis 30%-st 70%-ni.

Probleem ülekaal annab tunda mitte ainult suvel rannas. Iga päev tuleb peeglisse vaadates kurvalt jälgida topeltlõua, lõualuu ja uduseid kontuure. Õnneks saab seda kõike varjata, kui valdad täisnäo koos kõigi nüanssidega meiki.

Iseärasused

Lihastele tüdrukutele pakuvad meigikunstnikud meiki, mille põhiülesanne on pikendada nägu ja muuta see visuaalselt õhemaks. Selle lahendamiseks kasutatakse selliseid tehnikaid nagu kontuurimine (kontuuride selgemaks muutmiseks) ja vertikaalne varjutamine.

Toon ja kergendus

  1. Ilma kontuuri modelleeriva ja visuaalselt venitava aluskreemita pole meik võimatu.
  2. Hele aluskreem (praimer) tõstab esile ovaali, tumedam - kõik muu (ärge unustage kaela ja dekolteed).
  3. Peitekreemid peaksid olema matid ja tiheda tekstuuriga.
  4. Oluline on oma silmad esile tõsta, nii et kindlasti kata all olevad tumedad ringid peitekreemiga.
  5. Puuder on kompaktne ja mitte läikiv.
  6. Kanna põsepuna pehme pintsliga ülevalt alla liikudes. Ideaalsed toonid - beež, pronks.

Silmad ja kulmud

  1. Eelistage pikendavat ripsmetušši.
  2. Piirake pärlmuttervarju.
  3. Varjutage hoolikalt kõiki varjude üleminekuid.
  4. Sisemised nurgad vajavad heledamaks muutmist, välisnurgad tumedamaks.
  5. Kõik jooned peaksid olema suunatud ülespoole.
  6. Parem on otsad varjutada.
  7. Kulmud ei tohiks olla liiga õhukesed ega liiga laiad. Kurv on mõõdukas.

Huuled

  1. Huultele pole vaja lisa volüümi lisada.
  2. Samuti on välistatud huulte kontuurimine.
  3. Noored tüdrukud saavad kasutada pealetükkimatut sära.
  4. Pärast 35 aastat on parem eelistada matti huulepulka - koralli või roosa.

Kui teil on nägu täis, ärge muretsege. Tavaliselt on selle defektiga tüdrukutel väga ilusad silmad, sile, selge nahk ja kortsudeta. Püüdke oskusliku meigiga oma tugevaid külgi esile tuua ja pleekinud näojooni võimalikult palju maskeerida.

Sobitage oma silmade värv

Seda tüüpi meigi puhul on vaja arvestada silmade värviga, kuna on soovitatav keskenduda neile.

Roheliste silmade jaoks

  1. Roheliste silmade esiletõstmiseks tervel näol on vaja varje sellistes toonides nagu türkiissinine, roheline, kollane ja sinine.
  2. Erinevalt sinisilmsete kaunitaride meigist nõuab see mitmekihilist tehnikat. Nii et ärge kartke kanda mitut kihti varju.
  3. Peaasi on meeles pidada kõike põhjalikult varjutama. Täielik nägu ei talu kontraste.
  4. Vali silmapliiatsi värv, mis sobib varjudega: see peaks olema veidi rikkalikum.
  5. Tõstke nooled üles, et horisontaalsed jooned ei muudaks nägu veelgi täidlasemaks.
  6. Päevaseks meigiks kasuta sinist või rohelist ripsmetušši. Pidulikuks, õhtuseks kandmiseks - must või pruun.
  7. Huulte silmapaistvamaks muutmiseks võtke huulepulk või säraga läige. Soovitatav varjund on särav kirss või korall.

Sinisilmsetele inimestele

  1. Soovitatav lauvärvipalett: hõbe, roosa, kuldne, pärl, lilla, lilla, mereroheline, türkiis. Kui teete, võite võtta musta ja pruuni.
  2. Siniste silmade jaoks peate kasutama lihtsaimaid tehnikaid. Mitmekihilisus on välistatud. Seega võib varje peale kanda 1-2 kihina, aga mitte rohkem.
  3. Ripsmetuššiga on sama lugu. Ärge üle pingutage: piisab ühest rakendusest. Soovitatavad värvid - hall, pruun (päevaseks), must (õhtuseks).
  4. Huulepulk ja huuleläige võivad olla roosakas toonis, kuid vanust arvestades. Pärast 35 on parem kasutada koort või Burgundiat. Peaasi, et ilma niiskuse ja mahuta.
  5. Meigikunstnikud soovitavad kasutada neid samu värvilahendusi hallide silmadega tüdrukute jaoks.

Pruunide silmadega inimestele

  1. Pruunide silmadega näo meik algab õigest valikust. Valige beežid või aprikoositoonid - need pikendavad visuaalselt teie näojooni.
  2. Põsesarnadele definitsiooni lisamiseks kandke neile lilla-roosa põsepuna. Viige terrakota omad eemale - need muudavad need lamedaks.
  3. Varjupalett peaks silmad avama. Teie paleti värvid on sinine, lilla, pronks, kuld, kastan, beež, mesi, roosa.
  4. Vooder võib olla sinine, kuldne, lilla, kastan, must – et see sobiks varjude värviga. Parem on nooled üles keerata.
  5. Ripsmete jaoks vajate musta, sinist, pruuni või lillat pikendavat ripsmetušši.
  6. Kulmude kuju peab olema õige. Vältige sirgeid horisontaalseid jooni ja liiga väljendunud flirtivaid kumerusi.
  7. Huulepulk ja huuleläige võivad olla järgmistes värvides: küps kirss, soe alasti, roosa neoon, korall.

Meigivärviskeemi valik võib sõltuda ka juuksevärvist. Kuid just silmad mängivad selles küsimuses otsustavat rolli.

Samm-sammuline juhendamine

Erineva stiiliga jumestusvariandid rasvunud naistele võimaldavad tunda end atraktiivse ja kaunina nii igapäevaelus kui ka pühadel. Põhilised (ja) tuleb valdada.

päev

  1. Kogu näo pikendamiseks kasutage vedelikku Sihtasutus pole silikooni. Pöörake erilist tähelepanu nina tiibade ja põskede külgede maskeerimisele.
  2. Tooni ühtlustamiseks on parem võtta mattpuuder.
  3. Näo kontuuride selgemaks ja silmatorkavamaks muutmiseks tuleb need tumedamaks muuta ja keskosa (nina, otsmik, lõug) tuleks võimalikult palju heledamaks muuta. Selleks võite töötada korrektoriga otse pulbri peal.
  4. Liivast põsepuna võid kanda põsesarnadele.
  5. Ülemised silmalaud on värvitud 1 kihina pärlmutriga. Hõbedane värv on parem.
  6. Väga õhukesed nooled piki ülemisi silmalaugusid on joonistatud antratsiidiga ja kaarduvad ülespoole.
  7. Päevase meigi ajal ei tööta me silmade alaosaga.
  8. Silmad avame halli pikendava ripsmetuššiga 1 kihina.
  9. Huulte jaoks võta loomuliku varjundiga läikiv läige.

Õhtu

  1. Roosa peitekreem võimaldab teil oma näo kontuuri välja tõmmata.
  2. Veatu meigi tagamiseks pööra erilist tähelepanu dekoltee kamuflaažile.
  3. Korallide särav põsepuna pikendab põsesarnasid.
  4. Varjud langevad ülemisele silmalaule kihiti: must, antratsiit, smaragd. Peaasi on kõik hästi varjutada, et mitte tekitada kontraste.
  5. Alumised silmalaud on varjutatud märja asfaldi varjundiga.
  6. Mustad nooled peaksid järgima silma kuju ja ühendama ülaosas, viies jooned templitesse.
  7. Välisnurki saab esile tõsta valge laineri või varjudega.
  8. Ripsmetušš 2 kihis - must pikendav.
  9. Parem on mitte kasutada sära ja sära.
  10. Matte korallide huulepulk ja selge läige viimistlevad teie õhtumeigi.

Kui põhjuseks on sisemised kompleksid, on teil probleemi lahendamiseks ainult kaks võimalust. Esimene on kaalust alla võtta. Kuid see on pikk ja nõuab märkimisväärset jõudu ja kannatlikkust. Teine eesmärk on õppida kogu näo jaoks õige meik, mis muudab selle visuaalselt õhemaks. Ärge jätke sellises olukorras tähelepanuta meigikunstnike nõuandeid - need muudavad teid palju paremaks.
Juhuslikud artiklid

Üles