Lapsed ja vanemad
21.06.2023

Topelttähed: Unustatud nauding. Fotomeetrilised topelttähed Topelttähed läbi teleskoobi

Topelt- ja mitmiktähtede vaatlemine on alati vähe tähelepanu pälvinud. Isegi hea astronoomilise kirjanduse vanadel aegadel jäeti see teema sageli mööda ja tõenäoliselt ei leia te selle kohta palju teavet. Selle põhjuseks võib olla selliste vaatluste madal teaduslik tähtsus. Lõppude lõpuks pole saladus, et kaksiktähtede parameetrite amatöörmõõtmiste täpsus on reeglina palju madalam kui professionaalsetel astronoomidel, kellel on võimalus töötada suurte instrumentidega.

Peaaegu kõik amatöörastronoomid on aga kohustatud jälgima kaksiktähti vähemalt lühikest aega. Eesmärgid, mida nad sel juhul taotlevad, võivad olla täiesti erinevad: alates optika kvaliteedi või puhtalt spordihuvi kontrollimisest kuni tõeliselt teaduslikult oluliste mõõtmiste läbiviimiseni.


Samuti on oluline tähele panna, et muuhulgas on kaksiktähtede vaatlused ka suurepärane silmatreening astronoomile. Vaadates lähipaare, areneb vaatleja võime märgata pildi kõige ebaolulisemaid, pisidetaile, hoides seeläbi end heas vormis, mis tulevikus kindlasti mõjutab ka teiste taevaobjektide vaatlusi. Hea näide on see, et üks mu kolleegidest veetis paar päeva puhkust, püüdes 110 mm helkuri abil lahendada 1" eraldusvõimega tähepaari ja lõpuks õnnestus. Omakorda, pärast pikka pausi vaatlustes, pidin ma anda sellele paarile järele palju suurema instrumendiga.

Teleskoop ja vaatleja

Kaksiktähe vaatlemise olemus on äärmiselt lihtne ja seisneb tähepaari jagamises eraldi 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 kolmanda osapoole tegurid, mis ei võimalda teil ilma nippideta soovitud tulemust saavutada. Võib-olla olete juba teadlik 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 objektiivi 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 annab suure suurenduse. Kahjuks ei kasuta mõned amatöörid Davise seadust alati õigesti, arvates, et see üksi määrab ära võimaluse lahendada lähedase topeltpaari. Mõned aastad tagasi kohtusin algaja amatööriga, kes kurtis, et ei suutnud mitu hooaega oma 65 mm teleskoobis eraldada paari 2" kaugusel asuvat tähte. Selgus, et ta üritas seda ainult 25x suurendust kasutades, väites, et sellise suurenduse juures on teleskoop parem nähtavus.Muidugi oli tal õigus, et väike tõus vähendab oluliselt õhuvoolude kahjulikku mõju atmosfääris.Samas ei võtnud ta arvesse, et nii väikese suurenduse korral ei suuda silm lihtsalt eristada kahte üksteise lähedal asuvat valgusallikat!

Lisaks teleskoobile võib vaja minna ka mõõteriistu. Kui te aga ei kavatse mõõta komponentide asukohti üksteise suhtes, saate ilma nendeta hakkama. Näiteks võite olla rahul sellega, et teil õnnestus oma instrumendiga eraldada üksteisest tihedalt asetsevad tähed ja veenduda, et tänane atmosfääri stabiilsus on sobiv või teie teleskoop annab hea jõudluse ning te pole kaotanud oma endisi oskusi ja oskusi. osavus.

Tõsisemate probleemide korral on vaja kasutada mikromeetrit tähtede vahekauguste mõõtmiseks ja tunniskaalat asukohanurkade määramiseks. Mõnikord võib neid kahte seadet leida kombineerituna ühes okulaaris, mille fookusesse on paigaldatud klaasplaat, millele on trükitud kaalud, mis võimaldavad teha vastavaid mõõte. Selliseid okulaare toodavad erinevad välismaised ettevõtted (eriti 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.

asendi nurk. Astronoomias kasutatakse seda väärtust ühe objekti suuna kirjeldamiseks teise suhtes, et taevasfääril oleks kindel positsioneerimine. Kaksiktähtede puhul hõlmab mõiste asendinurk heledama suhtes nõrgema komponendi asukoha määratlust, mida võetakse võrdluspunktiks. Asukohanurki mõõdetakse põhjast (0°) ja kaugemalt idast (90°), lõunast (180°) ja läänest (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 okulaari-mikromeetri mõõteskaala õigesti orienteerida. Asetades tähe vaatevälja keskele ja lülitades välja kellamehhanismi (kinnituse polaartelg peab olema seatud taevapooluse poole), paneme tähe liikuma teleskoobi vaateväljas idast. lääne poole. Punkt, kus täht vaateväljast välja läheb, on suunapunkt läände. Kui nüüd, pöörates okulaari ümber oma telje, joondame tähe mikromeetri tunniskaalal väärtusega 270 °, siis võime eeldada, et oleme vajaliku paigalduse lõpetanud. Tehtud töö täpsust saab hinnata teleskoopi liigutades nii, et täht hakkab just vaatevälja tagant paistma. See ilmumispunkt peaks ühtima tunniskaalal oleva 90° märgiga, mille järel peaks täht oma igapäevase liikumise käigus uuesti keskpunktist mööduma ja 270° märgi juures vaateväljast kaugemale minema. Kui seda ei juhtu, tuleks mikromeetri orientatsiooni protseduuri korrata.



Kui nüüd suuname teleskoobi teid huvitava tähepaari poole ja asetame põhitähe vaatevälja keskele, siis selle ja teise komponendi vahele mõtteliselt joont tõmmates saame asendinurga vajaliku väärtuse. eemaldades selle väärtuse mikromeetri tunniskaalalt.

Komponentide eraldamine. Tegelikult on töö raskeim osa juba tehtud. Tuleb lihtsalt mõõta tähtede vaheline kaugus mikromeetri lineaarskaalal 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 kellakeeramine ja märkige üles aeg, mis kulub tähe liikumiseks skaala ühest otsast teise. Korrake seda protseduuri mitu korda. Saadud mõõtmistulemused keskmistatakse ja okulaari skaalal kahe äärmise märgi asukohale vastav nurkkaugus arvutatakse valemiga:

A \u003d 15 x t x cos δ


kus f on tähe läbimise aeg, δ on tähe deklinatsioon. Seejärel jagades A väärtuse skaala jaotuste arvuga, saame mikromeetri jagamise hinna nurgamõõtes. Seda väärtust teades saate hõlpsasti arvutada kaksiktähe komponentide vahelise nurkkauguse (korrutades tähtede vahele mahtuvate skaala osade arvu jagamise väärtusega).

Lähipaaride vaatlemine

Minu kogemuse põhjal muutub Davise piiri lähedase kaugusega tähtede eraldamine peaaegu võimatuks ja mida tugevamaks see muutub, seda suurem on tähesuuruste erinevus paari komponentide vahel. Ideaalis toimib Davise reegel, kui tähed on sama heledusega.

Vaadates suhteliselt heledat tähte läbi teleskoobi suure suurendusega, näete, et täht ei näe välja lihtsalt helendav punkt, vaid 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. Komponentide heleduse olulise erinevuse korral võib selguda, et nõrk täht lihtsalt "lahustub" põhitähe difraktsioonimustris. Pole ime, 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 kaaslase olemasolu palju kiiremini.

Arvatakse, et teleskoobi maksimaalne kasulik suurendus on ligikaudu võrdne objektiivi kahekordse läbimõõduga mm-des ja suurema suurenduse kasutamine ei too kaasa midagi. Kaksiktähtede puhul see nii ei ole. Kui atmosfäär on vaatlusööl rahulik, siis 2x või isegi 4x maksimaalse suurenduse kasutamine võib aidata näha difraktsioonimustris mõningaid "häireid", mis annavad märku nende "häirete" allika olemasolust. Muidugi saab seda teha ainult hea optikaga teleskoobiga.

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

X=240"/S"


kus S on kahendarvu komponentide vaheline nurkkaugus kaaresekundites.

Lähedaste tähtede eraldamiseks võime soovitada kasutada ka lihtsat seadet, mis asetatakse teleskoobi torule ja mis muudab ava ümara kuju näiteks tavaliseks kuusnurgaks. Selline diafragmamine muudab mõnevõrra valgusenergia jaotust tähe kujutisel: keskne Airy ketas muutub mõnevõrra väiksemaks ja tavaliste difraktsioonirõngaste asemel on märgata mitmeid eredaid teravikulaadseid purskeid. Kui sellist otsikut pöörata, saate tagada, et teine ​​täht on kahe naaberpurske vahel 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 objekti uurida, oma teadmisi selle kohta täiendada, kui ka tehniline - soov oma teleskoopi täiustada ja seejärel sellest maksimumi välja pigistada. Sellel ametil on ka sportlik algus - soov jõuda oma võimete maksimumini, oma võimete treenimine, sel juhul tekkivate raskuste ületamine ja on ka esteetiline - lihtsalt vaadata neid ebatavalisi, ebamaiseid pilte. , ning tuhandete ja tuhandete duublite hulgas pole kahte identset ning mõnikord leidub nende hulgas tõelisi looduse meistriteoseid, mida saate lõputult imetleda. Muidugi on amatööride teaduslikud mõõtmised viimasel ajal pärast ülitäpse satelliitide orbiidile saatmist, mis mõõdeti peaaegu kõik taeva heledad tähed ja said enneolematut teavet kahekordsete kohta, kaotanud oma tähtsuse, kuid kõik muud motiivid on jäänud . ..

Lisaks on õnnelik astronoom, kellel vedas obl. kahekordne. Tal on alati midagi pistmist enda ja oma teleskoobiga täiskuu ajal, hägustel öödel ja isegi kui ta elab kesklinnas, leidub alati objekte, mis teda kutsuvad, kutsudes teda midagi uut leidma või lihtsalt. imetleda teist ilusat pilti.

Aeg-ajalt kaksiktähed, eriti lähedased, obs. peaaegu kõik amatöörastronoomid. Reeglina selleks, et testida nende teleskoopide optikat (ja paremat testi kui lähedane topelt on raske leida). Muidugi ei keeldu keegi imetlemast kuulsaid paare, nagu Albireo, - γ Cygnus või - γ Andromeda, vaid jahtige spetsiaalselt ilusaid, näiteks neid, mille värvides on märkimisväärne erinevus - vähesed teevad seda, kuid kahju: see on väga huvitav ja palju üllatusi tõotav ala. Erinevused säras, komponentide lähedus võivad põhjustada nähtava värvikontrastsuse suurenemist, muuta komponentide toone või isegi täielikult muuta nende värvi. Ja isegi sama paari vaatlemine erinevates teleskoopides võib juba tuttavat pilti oluliselt muuta ja valmistab ette üllatusi.

Ütlematagi selge, et kaksiktähti vaadates ja pildistades tuleks püüda kasutada kõrgeima kvaliteediga teleskoopi, sest. Vaatlusi tuleks teha piiravate suurendustega, näiteks 1,50 ja isegi rohkem (apokromaadid võimaldavad suurendada suurendust kuni 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 joonisel alates Larousse astronoomia entsüklopeedia» Tähtede värvid on märgatavalt täiustatud, rohkem kui teleskoopides paistavad. Kuid visuaalsete paaride kontrastsus võib mõnikord olla sama muljetavaldav, eriti kui vaadata läbi väikeste teleskoopide. Kõik tähed on kujutatud ligikaudu samal skaalal, lõuna on ülaosas, ida on paremal. Ainult ξ Saapad, mille asendinurk on praegu umbes 320 °, on tähtede asukoht peaaegu 50 aasta jooksul pärast avaldamist märgatavalt muutunud.

Topelttähtede vaatlemine



Topelt- ja mitmiktähtede vaatlemise teema on kodumaistes amatöörväljaannetes kuidagi leebelt mööda läinud ning isegi varem ilmunud raamatutest kaksiktähtede vaatlemise kohta amatöörvahenditega ei leia tõenäoliselt infoküllust. Sellel on mitu põhjust. Muidugi pole enam saladus, et kahekordsete amatöörvaatlustel on teaduslikust seisukohast vähe väärtust ja et professionaalid on enamiku neist tähtedest avastanud ning need, kes pole veel jõudnud avastada või uurida, on sama kättesaamatud. tavalistele amatööridele nagu viimaste lend Marsile. Amatöörmõõtmiste täpsus on palju väiksem kui astronoomidel, kes töötavad suurte ja täpsete seadmete kallal, mis määravad tähepaaride omadusi, mõnikord isegi väljaspool nähtavuse piire, kasutades selliste süsteemide kirjeldamiseks ainult matemaatilist aparaati. Kõik need põhjused ei saa õigustada nii pealiskaudset suhtumist nendesse objektidesse. Minu seisukoht põhineb lihtsal tõsiasjal, et enamik amatööre on teatud aja jooksul kohustatud tegelema kõige lihtsamate kaksiktähtede vaatlustega. Eesmärgid, mida nad taotlevad, võivad olla erinevad: alates optika kvaliteedi kontrollimisest, spordihuvilisusest kuni kindlamate ülesanneteni, nagu näiteks kaugete tähesüsteemide muutuste jälgimine oma silmaga mitu aastat. Teine punkt, miks vaatlemine võib olla väärtuslik, on vaatleja koolitamine. Pidevalt kaksiktähti uurides saab vaatleja end heas vormis hoida, mis võib hiljem aidata teiste objektide vaatlemisel, suurendab väiksemate ja sekundaarsete detailide märkamise võimet. Näide on see, kui üks mu kaastöötaja veetis paar päeva puhkust, püüdes 110 mm helkuri abil eraldada paar 1-tollist tähte, ja lõpuks õnnestus, kui mina pidin omakorda läbima suurema 150 mm-ga. Kõik need eesmärgid ei pruugi olla esmased. ülesandeid amatööridele, kuid sellegipoolest tehakse selliseid vaatlusi reeglina perioodiliselt ja seetõttu vajab see teema täiendavat avalikustamist ja eelnevalt kogutud teadaoleva materjali mõningast järjestamist.

Vaadates head amatöörtäheatlast, märkad kindlasti, et väga suurel osal taevatähtedest 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 koheselt tuntud ilusale kahend- või mitmiksüsteemile ning mõnikord määrab selline lihtne ja mittekeeruline vaatlus inimese suhtumise astronoomiasse tulevikus, moodustab pildi tema isiklikust. suhtumine universumi kui terviku tajumisse. Meenutan liigutusega oma esimest kogemust sellistest vaatlustest ja arvan, et leiate ka sellest midagi jutustada, kuid see esimene kord, kui varases lapsepõlves sain kingituseks 65 mm teleskoobi, mis oli üks mu esimesi objekte. mille võtsin raamatust Dagaev "Tähistaeva vaatlused", oli kõige ilusam kahendsüsteem Albireo. Kui liigutate oma väikest teleskoopi üle taeva ja seal, vaatevälja piiritletud ringis hõljuvad sajad ja sajad Linnutee tähed ja siis ilmub ilus tähepaar, mis on nii kontrastis ülejäänud tähega. peamine mass, et kõik need sõnad, mis on sinus tekkinud, et laulda taeva kaunitaride hiilgust, kaovad korraga, jättes sind vaid šokeeritud teadmisest, et külma kosmose suursugusus ja ilu on palju kõrgemad kui need. banaalsed sõnad, mille sa peaaegu välja ütlesid. Seda ei unustata kindlasti isegi pärast paljude aastate möödumist.
Teleskoop ja vaatleja
Selliste tähtede vaatlemise põhitõdede paljastamiseks saab kasutada sõna otseses mõttes vaid paari üldist väljendit. Seda kõike võib lihtsalt kirjeldada kui kahe tähe nurkade eraldamist ja nendevahelise kauguse mõõtmist praegusel ajastul. 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. Võib-olla olete juba teadlik sellise määratluse olemasolust nagu Davise piir. See on ammu tuntud väärtus, mis piirab mõne optilise süsteemi võimaluste piiri kahe tihedalt asetseva objekti eraldamisel. Rääkides teises keeles, kasutades teistsugust teleskoopi või tähiku, saate eraldada (lahendada) kaks üksteisega tihedamini asetsevat objekti või need objektid sulanduvad üheks ja te ei saa seda tähepaari lahendada, see tähendab, et näete kahe tähe asemel ainult ühte. 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. Järgmine tabel (Tab.1) näitab selgelt, kuidas see väärtus teleskoobi sisselaskeava suurenedes muutub. Kuid tegelikkuses võib see väärtus kahe teleskoobi vahel oluliselt erineda, isegi kui objektiiv on sama läbimõõduga. See võib sõltuda optilise süsteemi tüübist, optika 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 see üksi määrab võimaluse lahendada lähedase topeltpaari. See ei ole õige. Mõned aastad tagasi kohtusin ühe amatööriga, kes kurtis, et ei suuda mitu hooaega eraldada 2,5-tollises teleskoobis tähepaari, mille vahel oli vaid 3 kaaresekundit. 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 eraldumise edukust. Ma räägin suurusest, mida tuntakse "lahutava suurendusena".
P = 0,5 * D (F,2)
Ma ei näinud selle suuruse arvutamise valemit teistes artiklites ja raamatutes nii sageli kui Davise piiri kirjeldust, ilmselt seetõttu on inimesel selline pettekujutelm võimest lahendada lähipaar minimaalse suurendusega. Tõsi, tuleb selgelt mõista, et see valem annab tõusu, kui saab juba jälgida tähtede difraktsioonimustrit ja vastavalt ka tihedalt asetsevat teist komponenti. Veel kord rõhutan sõna jälgi. Kuna mõõtmiste jaoks tuleb selle kasvu väärtus korrutada vähemalt 4 korda, kui atmosfääritingimused seda võimaldavad.
Paar sõna difraktsioonimustri kohta. Kui vaatate suhteliselt heledat tähte läbi teleskoobi suurima võimaliku suurendusega, siis märkate, et täht ei näe välja nagu täpp, nagu see teoreetiliselt peaks väga kauge objekti vaatlemisel olema, vaid nagu väike ring, mida ümbritseb mitme rõnga abil (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 saa seda eredate ja sagedaste rõngaste taustal eristada. Nende intensiivsus sõltub otseselt nii optika kvaliteedist kui ka sekundaarpeegli varjestustegurist reflektori või katadioptrilise süsteemi kasutamisel. 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 sellega, et olete suutnud oma instrumendiks muuta tihedalt asetsevate tähtede eraldusvõime ja veenduda, et atmosfääri stabiilsus on täna õige või teie teleskoop annab head jõudlust ja te pole seda teinud. kaotanud oma vanad oskused ja osavuse. Sügavamatel ja tõsisematel eesmärkidel on vaja kasutada mikromeetrit ja tunniskaalat. Mõnikord võib selliseid kahte seadet leida ühes spetsiaalses okulaaris, mille fookusesse asetatakse peente joontega klaasplaat. Tavaliselt kantakse märgid kindlale kaugusele tehases laseriga. Järgmisena on näidatud vaade ühest sellisest tööstuslikult toodetud okulaarist. Märgistusi ei tehta mitte ainult iga 0,01 µm järel, vaid vaatevälja servale märgitakse positsiooninurga määramiseks ka tunniskaala.


Need okulaarid on üsna kallid ja sageli tuleb kasutada muid, tavaliselt omatehtud seadmeid. Mõnda aega on võimalik isetehtud traadist mikromeetrit kujundada ja valmistada. Selle konstruktsiooni põhiolemus seisneb selles, et üks kahest väga õhukesest traadist saab teise suhtes liikuda, kui selle külge kinnitatud vahedega rõngas pöörleb. Sobivate hammasrataste abil on võimalik saavutada, et sellise rõnga täielik pöörlemine annab väga väikese muutuse juhtmete vahekauguses. Loomulikult vajab selline seade väga pikka kalibreerimist, kuni leitakse sellise seadme ühe jaotuse täpne väärtus. Kuid see on tootmises saadaval. Need seadmed, nii okulaar kui ka mikromeeter, nõuavad vaatlejalt tavapäraseks tööks lisapingutusi. Mõlemad töötavad lineaarsete kauguste mõõtmise põhimõttel. Selle tulemusena 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 oleva objekti nurgasuuruse (F) ja suuruse 1 mm. Lihtsamalt öeldes oleks üks millimeeter 2000 mm teleskoobi põhifookuses võrdne 1,72 kaareminutiga. Esimene meetod on tegelikult sageli täpsem, kuid see võtab palju aega. Asetage teleskoobile mis tahes tüüpi mõõteriistad ja sihtige teadaolevate koordinaatidega tähte. Peatage teleskoobi kellakeeramine ja märkige üles aeg, mis kulub tähe liikumiseks ühest jaotusest teise. Saadud mitmed tulemused keskmistatakse ja kahe märgi asukohale vastav nurkkaugus arvutatakse valemiga:
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 eelnevalt kirjeldatu aitab lahendada esimest probleemi, määrab selle teostamise võimaluse ja sisaldab teatud hulga teoreetilist materjali, siis see osa käsitleb küsimusi, mis on otseselt seotud tähepaari mõõtmise protsessiga. Selle probleemi lahendamiseks on vaja mõõta vaid paar kogust.
Positsiooni nurk


Seda väärtust 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 asub põhjas (0°) ja kaugemal ida pool (90°), lõunas (180°) ja läänes (270°). 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 valitakse võrdluspunktiks. Kaksiktähtede puhul võetakse selliseks punktiks alati heledam komponent. Enne asendinurga mõõtmist on vaja mõõteskaalat põhipunktide järgi õigesti orienteerida. Mõelge, kuidas see peaks juhtuma okulaari-mikromeetri kasutamisel. Asetades tähe vaatevälja keskele ja lülitades kellamehhanismi välja, paneme 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 paistma alles vaatevälja tagant. See punkt peaks ühtima 90-kraadise märgiga ja täht peaks liikumise käigus läbima keskpunkti ja hakkama vaateväljast kaugemale minema täpselt 270-kraadise märgi juures. Pärast seda protseduuri jääb üle tegeleda põhja-lõuna telje orientatsiooniga. Siiski tuleb meeles pidada, et teleskoop suudab anda nii teleskoopilist kujutist (täiesti ümberpööratud kujutis mööda kahte telge) kui ka pöördkujutist ainult ühel teljel (seniitprisma või kõrvalekaldepeegli kasutamisel). . Kui nüüd võtta sihiks meid huvitava tähepaar, siis põhitähe keskele asetamisel piisab, kui võtta teise komponendi nurga näidud. Selliseid mõõtmisi on muidugi kõige parem teha teie jaoks suurima võimaliku suurendusega.
Nurga mõõtmine


Tõepoolest, kõige raskem osa tööst on juba tehtud, nagu eelmises osas kirjeldatud. Jääb vaid võtta mikromeetri skaalalt tähtede vahelise nurga mõõtmise tulemused. Siin pole erilisi nippe ja tulemuse saamise meetodid sõltuvad konkreetsest mikromeetri tüübist, kuid avalikustan üldtunnustatud sätted 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 olema teisest tähest eemal. Keerake mikromeetri ketast nii, et teine ​​märk langeb kokku teise tärniga, ja eemaldades skaalalt uue väärtuse, lahutage sellest seadme vana väärtus, et saada kaks korda suurem nurk. Võib tunduda arusaamatu, miks nii keerulist protseduuri läbi viidi, kui skaala näitu oleks olnud lihtsam võtta ilma mikromeetrit ümber pööramata. See on kindlasti lihtsam, kuid sel juhul on mõõtmise täpsus mõnevõrra halvem kui ülalkirjeldatud topeltnurga tehnika kasutamisel. Pealegi võib omatehtud mikromeetrile nulli märkimine olla mõnevõrra kahtlase täpsusega ja selgub, et nullväärtusega me ei tööta. Muidugi, suhteliselt usaldusväärsete tulemuste saamiseks peame nurga mõõtmise protsessi mitu korda kordama, et saada arvukate vaatluste keskmine tulemus.
Muu mõõtmistehnika
Eelpool välja toodud lähedase paari kauguse ja asendinurga mõõtmise põhialused on sisuliselt klassikalised meetodid, mille rakendust võib leida ka teistes astronoomia harudes, näiteks selenograafias. Kuid sageli pole täpne mikromeeter amatööridele kättesaadav ja nad peavad rahulduma muude improviseeritud vahenditega. Ütleme nii, et kui sul on okulaariga okulaar, siis sellega saab teha kõige lihtsamad nurgamõõtmised. Väga lähedase tähepaari puhul see päris täpselt ei tööta, kuid laiemate puhul võib kasutada tõsiasja, et täht, mille deklinatsioon on d sekundis, läbib valemi F.4 alusel teekonna 15 * Cos. d) kaaresekundeid. Seda fakti kasutades saate tuvastada ajavahemiku, mil mõlemad komponendid ületavad okulaari sama joont. Kui sellise tähepaari asendinurk on 90 või 270 kraadi, siis on sul vedanud ja sa ei tohiks enam arvutustoiminguid teha, vaid korrata kogu mõõtmisprotsessi mitu korda. Vastasel juhul peate positsiooninurga määramiseks kasutama keerulisi ja käepäraseid meetodeid ja seejärel kolmnurga külgede leidmiseks trigonomeetrilisi võrrandeid kasutades arvutama tähtede vahelise kauguse, mis peaks olema:
R = t * 15 * Cos(d) / Sin(PA) (F.5)
kus PA on teise komponendi asendinurk. Kui sel viisil mõõta rohkem kui neli-viis korda ja aja (t) mõõtmise täpsus ei ole halvem kui 0,1 sekundit, siis maksimaalse võimaliku suurendusega okulaari kasutamisel võib mõõtmistäpsuse saavutamisele üsna loota. kuni 0,5 kaaresekundit või isegi parem. On ütlematagi selge, et okulaaris olev juukserist peab asuma täpselt 90 kraadi nurga all ja olema orienteeritud vastavalt juhistele erinevatesse kardinaalsetesse punktidesse ning 0 ja 180 kraadi lähedaste asendinurkade korral tuleb mõõtmistehnikat veidi muuta. Sel juhul on parem ristmik meridiaani suhtes veidi 45 kraadi võrra kõrvale kalduda ja kasutada järgmist meetodit: tuvastades kaks momenti, mil mõlemad komponendid ületavad üht ristjoont, saame ajad t1 ja t2 sekundites. Aja jooksul t (t=t2-t1) läbib täht X kaaresekundi pikkuse tee:
X = t * 15 * Cos(delta) (F.6)
Teades nüüd okulaari positsiooninurka ja juukseristi mõõtejoone üldist orientatsiooni, saame eelmist avaldist täiendada teisega:
X = R * | Cos(PA) + Sin(PA) | (SE-NW liini orientatsiooni jaoks) (F.7)
X = R * | Cos(PA) – Sin(PA) | (NE-SW joone orientatsiooni jaoks)
Väga kauge komponent on võimalik paigutada vaatevälja nii, et see ei satuks okulaari vaatevälja, olles selle päris servas. Sel juhul, teades asukoha nurka, teise tähe vaatevälja läbimise aega ja seda väärtust ennast, saab liikuda arvutustega, 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. Valemeid endid ma siin muidugi ei anna. Nende kirjeldus võib selles artiklis hõivata 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 topelttähtede puhul, kui komponendid asuvad üksteise lähedal, saate oma ülesannet lihtsustada, unustades sfäärilise trigonomeetria täielikult. Selliste tulemuste (juba ebatäpsed) täpsus ei saa sellest palju kannatada. Parim viis asendinurga mõõtmiseks on kasutada koolides kasutatavat kraadiklaasi ja kohandada seda okulaariga kasutamiseks. See on piisavalt täpne ja mis kõige tähtsam, väga juurdepääsetav.
Lihtsatest mõõtmismeetoditest võib mainida veel üht, üsna originaalset, mis põhineb difraktsiooniloomu kasutamisel. Kui asetate oma teleskoobi sissepääsuavasse spetsiaalselt valmistatud võre (vahelduvad avatud ja varjestatud ava paralleelsed ribad), siis vaadates saadud pilti läbi teleskoobi, leiate rea nõrgemaid "satelliite" nähtavad tähed. "Peamise" tähe ja kaksikute "lähima" vaheline nurk on võrdne:
P = 206265 * lambda / N (F.8)
Siin P on kaksiku ja põhipildi vaheline nurkkaugus, N on kirjeldatud seadme avatud ja varjestatud osade laiuste summa ning lambda on valguse lainepikkus (560 nm on silma maksimaalne tundlikkus). Kui mõõdate nüüd kolme nurka teile saadaoleva asendinurgamõõturi tüübi abil, võite tugineda valemile ja arvutada komponentide vaheline nurkkaugus ülalkirjeldatud nähtuse ja asendinurkade põhjal:
R = P * Sin | PA1 – PA | / patt | PA2 – PA | (F.10)
P väärtust on kirjeldatud 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 - teise komponendi põhipildi asukohanurk põhitähe sekundaarse kujutise suhtes. Peamise miinusena tuleb märkida, et selle meetodi kasutamisel täheldatakse suuri tähtede heleduse kadusid (üle 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 fotokujutise puhul on olemas meetod pikslite arvu ehk tähepaari vahelise lineaarse kauguse mõõtmiseks. Pärast pildi kalibreerimist arvutate ühe ühiku väärtuse teiste tähtede põhjal, mille koordinaadid on eelnevalt teada, otsitavad väärtused. CCD kasutamine on palju eelistatavam. Sel juhul võib mõõtmistäpsus olla suurusjärgu võrra suurem kui visuaalse või fotograafilise meetodi puhul. Kõrge eraldusvõimega CCD suudab registreerida väga lähedasi paare ning järgnev töötlemine erinevate astromeetriaprogrammidega võib mitte ainult hõlbustada kogu protsessi, vaid tagada ka ülikõrge täpsuse kuni mitme kümnendiku või isegi sajandikuni kaaresekundist.

> Topelttärnid

– vaatlusfunktsioonid: 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 on tähtede vahel tugevamad sidemed. Ja siis on kombeks rääkida kahendsüsteemidest 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

Kaksiktähtede avastamine oli üks esimesi astronoomiliste binoklitega tehtud saavutusi. Esimene seda tüüpi süsteem oli Mizari paar Suure Ursa tähtkujus, mille avastas Itaalia astronoom Ricciolli. 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, milles kirjeldati 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 ebahomogeenne 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 vorm kuuekuulise perioodiga. Video näitab kaksiktähtede arengut.

See video näitab lähedase kahendtähtede paari arengut:

Saate muuta subtiitreid, klõpsates nuppu "cc".

Taevamehaanika füüsikaseaduste järgi liiguvad kaks gravitatsiooniga seotud keha elliptilisel orbiidil. Herscheli uurimistöö tulemused said tõestuseks eeldusele, et kahendsüsteemides on seos gravitatsioonijõu vahel.

Topelttähtede klassifikatsioon

Kaksiktähed rühmitatakse tavaliselt järgmistesse tüüpidesse: spektroskoopilised kahendarvud, fotomeetrilised kahendarvud ja visuaalsed kahendarvud. See klassifikatsioon võimaldab teil saada aimu tähtede klassifikatsioonist, kuid ei kajasta sisemist struktuuri.

Teleskoobiga saate hõlpsasti määrata visuaalsete topelttähtede duaalsust. Tänaseks on andmeid 70 000 visuaalse topelttähe kohta. Samas on ainult 1% neist kindlasti oma orbiit. Üks orbiidiperiood võib kesta mitmest aastakümnest mitme sajandini. Orbitaaltee joondamine nõuab omakorda märkimisväärset pingutust, kannatlikkust, kõige täpsemaid arvutusi ja pikaajalisi vaatlusi observatooriumi tingimustes.

Tihti on teadlaskonnal informatsioon vaid mõne orbiidi liikumise fragmenti kohta ja nad rekonstrueerivad deduktiivsel meetodil tee puuduolevad lõigud. Ärge unustage, et orbiidi tasapind võib vaatejoone suhtes olla kallutatud. Sel juhul erineb näiv orbiit tegelikust tõsiselt. Muidugi saab suure arvutuste täpsusega arvutada ka kahendsüsteemide tegeliku orbiidi. Selleks kehtivad Kepleri esimene ja teine ​​seadus.

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 ka paari komponentide masside summat. Kuid selleks peate teadma kaugust Maa ja kaksiktähe vahel.

Topeltfotomeetrilised tähed

Selliste tähtede kahetist olemust saab teada ainult nende heleduse perioodiliste kõikumiste põhjal. Seda tüüpi tähed varjavad oma liikumise ajal üksteist kordamööda, mistõttu nimetatakse neid sageli varjutavateks binaarideks. Nende tähtede orbitaaltasandid on vaatejoone suuna lähedal. Mida väiksem on varjutuse ala, seda väiksem on tähe heledus. Valguskõverat uurides saab teadlane välja arvutada orbitaaltasandi kaldenurga. Kahe varjutuse fikseerimisel on valguskõveral kaks miinimumi (vähenemist). Ajavahemikku, mil valguskõveral 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 fikseerivad teadlased spektrijoonte lõhenemise 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 kahendsüsteemi komponendid on minimaalsel kaugusel ja nende tuvastamine teleskoobiga on keeruline.

Kaksiktähti, mida saab uurida Doppleri efekti ja spektroskoopi abil, nimetatakse spektroskoopilisteks kaksiktähtedeks. 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 suhet protsentides on äärmiselt raske arvutada. Lahutamist kasutades saate kogu tähtede populatsioonist lahutada teadaolevate kaksiktähtede arvu. Sel juhul saab selgeks, et topelttähed on vähemuses. Seda meetodit ei saa aga nimetada väga täpseks. Astronoomid tunnevad mõistet "valikuefekt". Tähtede duaalsuse fikseerimiseks tuleks kindlaks määrata nende peamised omadused. See nõuab spetsiaalset varustust. Mõnel juhul on topelttähtede kinnitamine äärmiselt keeruline. Seega visuaalselt kaksiktähti ei visualiseerita sageli astronoomist märkimisväärsel kaugusel. Mõnikord on paaris olevate tähtede nurkkaugust võimatu määrata. Spektraal-binaar- või fotomeetriliste tähtede fikseerimiseks on vaja hoolikalt mõõta spektrijoontes lainepikkusi ja koguda valgusvoogude modulatsioone. Sel juhul peaks tähtede heledus olema piisavalt tugev.

Kõik see vähendab järsult õppimiseks sobivate tähtede arvu.

Teoreetiliste arengute kohaselt varieerub kaksiktähtede osatähtsus tähepopulatsioonis 30–70%.

Liigse kehakaalu probleem annab tunda mitte ainult suvel rannas. Iga päev peeglisse vaadates tuleb kurvalt märgata topeltlõuga, lõualuusid ja uduseid kontuure. Õnneks saab seda kõike varjata, kui valdate terve näo meiki koos kõigi selle nüanssidega.

Iseärasused

Täielikele tüdrukutele pakuvad meigikunstnikud meiki, mille põhiülesanne on nägu venitada, visuaalselt õhemaks muuta. Selle lahendamiseks kasutatakse selliseid võtteid nagu kontuurimine (kontuuride selgemaks muutmiseks) ja vertikaalne varjutamine.

Toon ja kergendus

  1. Ilma kontuure modelleeriva ja visuaalselt venitava tonaalse aluskreemita on meik võimatu.
  2. Ovaal on esile tõstetud heleda jumestuskreemiga (praimer), kõik muu on tumedam (ärge unustage kaela- ja dekolteepiirkonda).
  3. Peitekreemid peaksid olema matid ja tiheda tekstuuriga.
  4. Väga oluline on silmad esile tõsta, seega maskeeri nende all olevad tumedad ringid kindlasti peitekreemiga.
  5. Pulber - kompaktne, mitte läikiv.
  6. Kanna põsepuna pehme pintsliga ülevalt alla liikudes. Ideaalsed toonid - beež, pronks.

Silmad ja kulmud

  1. Valige pikendav ripsmetušš.
  2. Piirake pärlmuttervarju.
  3. Varjutage hoolikalt kõiki varjundite üleminekuid.
  4. Sisenurgad heledamaks, välisnurgad tumedamaks.
  5. Kõik read peaksid tõusma.
  6. Otsad on paremini varjutatud.
  7. Kulmud ei tohiks olla liiga õhukesed ja liiga laiad. Kurv on mõõdukas.

Huuled

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

Kui teil on nägu täis, ärge ärrituge. Tavaliselt on sellise puudusega tüdrukutel väga ilusad silmad, sile, puhas nahk ja kortsudeta. Proovige oskusliku meigiga oma eeliseid esile tuua ja tursunud näojooni maksimaalselt maskeerida.

Silmaalune värv

Sellise meigi puhul tuleb kindlasti arvestada silmade värviga, kuna soovitatav on neile keskenduda.

Roheliste silmade jaoks

  1. Roheliste silmade esiletõstmiseks tervel näol on vaja selliseid toone nagu türkiis, roheline, kollane, sinine.
  2. Erinevalt sinisilmsete kaunitaride meigist vajate siin mitmekihilist tehnikat. Nii et ärge kartke kanda varje mitmes kihis.
  3. Peaasi - ärge unustage kõike hoolikalt varjutada. Täielik nägu ei talu kontraste.
  4. Valige varjude all oleva silmapliiatsi värv: see peaks olema veidi küllastunud.
  5. Tõstke nooled üles, et horisontaalsed jooned ei muudaks nägu veelgi täidlasemaks.
  6. Päevaseks meigiks kasuta sinist või rohelist ripsmetušši. Pidulikuks, õhtuseks - must või pruun.
  7. Huulte reljeefsemaks muutmiseks võtke särava huulepulk või -läige. Soovitatav varjund on särav kirss või korall.

Sinisilmsetele

  1. Soovitatav varjude palett: hõbe, roosa, kuldne, pärl, lilla, lilla, merelaine, türkiis. Kui see on täidetud, võite võtta musta ja pruuni.
  2. Siniste silmade puhul peate kasutama kõige kergemaid tehnikaid. Mitmekihiline on välistatud. Nii et varjud võivad lamada 1-2 kihina, kuid mitte rohkem.
  3. Ripsmetuššiga on sama lugu. Ärge sellega üle pingutage: piisab ühest rakendusest. Soovitatavad värvid on hall, pruun (päevaseks versiooniks), must (õhtuseks).
  4. Huulepulk ja huuleläige võivad olla roosakas toonis, kuid vanust arvestades. Pärast 35 on parem kasutada koort või Burgundiat. Peaasi - ilma niiskuse ja mahuta.
  5. Meigikunstnikud soovitavad hallide silmadega tüdrukute jaoks kasutada samu värvilahendusi.

Pruunisilmsele

  1. Pruunide silmadega näo meik algab õigest valikust. Valige beeži või aprikoosi varjundid - need pikendavad visuaalselt funktsioone.
  2. Põsesarnade määratlemiseks kanna neile lillakasroosa põsepuna. Terrakota pane ära – need muudavad need tasaseks.
  3. Lauvärvipalett peaks silmad avama. Teie paleti värvid on sinine, lilla, pronks, kuld, kastan, beež, mesi, roosa.
  4. Vooder võib olla sinine, kuldne, lilla, kastan, must - sama värvi kui varjud. 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 juuste värvist. Kuid just silmad mängivad selles küsimuses otsustavat rolli.

Samm-sammuline juhendamine

Rasedate naiste erinevad meigistiilid võimaldavad neil tunda end atraktiivse ja kaunina nii igapäevaelus kui ka pühadel. Basic ( ja ) tuleb valdada.

päev

  1. Terve näo pikendamiseks kasuta silikoonivaba vedelat jumestuskreemi. Pöörake erilist tähelepanu nina tiibade ja põskede külgede maskeerimisele.
  2. Tooni ühtlustamiseks on parem võtta mattpuuder.
  3. Näo kontuuride selgemaks ja reljeefsemaks muutmiseks tuleb need tumedamaks muuta ja keskosa (nina, otsmik, lõug) võimalikult heledamaks muuta. Selleks saab korrektori töödelda otse pulbri peale.
  4. Põsesarnadele võib kanda liivapõsepuna.
  5. Ülemised silmalaud on peitsitud 1 kihina pärlmutriga. Parem kui hõbe.
  6. Väga õhukesed nooled ülemistel silmalaugudel on joonistatud antratsiidiga ja on ülespoole painutatud.
  7. Päevase meigi ajal ei tööta me silmade alaosaga.
  8. Avame välimuse halli pikendava ripsmetuššiga 1 kihina.
  9. Huulte jaoks võtke loodusliku varjundiga läikiv läige.

Õhtu

  1. Roosa peitekreem võimaldab näokontuuri venitada.
  2. Et meik oleks veatu, pööra erilist tähelepanu dekoltee maskeerimisele.
  3. Korallide särav põsepuna venitab põsesarnad.
  4. Varjud asuvad ülemisel silmalaul kihtidena: must, antratsiit, smaragd. Peaasi on kõik hästi varjutada, et mitte tekitada kontraste.
  5. Alumised silmalaud on varjutatud märja asfaldi varjundiga.
  6. Mustad nooled peaksid kordama 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 litreid ja sära.
  10. Õhtumeigi lõpetavad matt korallivärvi huulepulk ja läbipaistev läige.

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

Üles