Lapset ja vanhemmat
21.06.2023

Kaksoistähdet: unohdettu ilo. Fotometriset kaksoistähdet Kaksoistähdet kaukoputkessa

Kaksois- ja monitähtien havainnointiin ei ole aina kiinnitetty paljon huomiota. Jopa vanhoina aikoina, jolloin hyvää tähtitieteellistä kirjallisuutta oli runsaasti, tätä aihetta vältettiin usein, ja siitä tuskin löydät paljon tietoa. Syynä tähän saattaa olla tällaisten havaintojen vähäinen tieteellinen merkitys. Ei ole mikään salaisuus, että kaksoistähtien parametrien amatöörimittausten tarkkuus on yleensä huomattavasti alhaisempi kuin ammattitähtitieteilijöillä, joilla on mahdollisuus työskennellä suurten instrumenttien kanssa.

Kuitenkin lähes kaikki tähtitieteen ystäville on ainakin jonkin aikaa lyhyt aika Siitä lähtien he ovat olleet velvollisia tarkkailemaan kaksoistähtiä. Niiden tavoitteet voivat olla täysin erilaisia: optiikan laadun tarkistamisesta tai puhtaasti urheilullisesta kiinnostuksesta todella tieteellisesti merkittävien mittausten suorittamiseen.


Tärkeää on myös huomioida, että muun muassa kaksoistähtien havainnointi on myös erinomainen koulutus harrastelijatähtitieteilijän silmille. Läheisiä pareja katsellessa havainnoija kehittää kykyä havaita kuvan merkityksettömimmät, pienet yksityiskohdat ja pitää näin itsensä hyvässä kunnossa, mikä varmasti heijastuu jatkossa muiden taivaankappaleiden havaintoihin. Hyvä esimerkki on, kun eräs kollegani vietti useita viikonloppuja yrittäessään ratkaista 1":n etäisyydellä olevaa tähtiparia 110 mm:n heijastimella, ja lopulta onnistuikin. Pitkän tauon jälkeen minun piti puolestaan ​​luovuttaa havaintojen edessä. tämä pari paljon suuremmalla soittimella.

Teleskooppi ja tarkkailija

Kaksoistähden havainnoinnin olemus on äärimmäisen yksinkertainen ja koostuu tähtiparin jakamisesta yksittäisiin komponentteihin ja niiden suhteellisen sijainnin ja niiden välisen etäisyyden määrittämiseen. Käytännössä kaikki ei kuitenkaan ole niin yksinkertaista ja yksiselitteistä. Havaintojen aikana alkaa ilmaantua erilaisia ​​ulkopuolisia tekijöitä, jotka eivät anna sinun saavuttaa tarvitsemaasi tulosta ilman joitain temppuja. Saatat jo tietää Davis-rajan olemassaolosta. Tämä arvo määrittää jonkin optisen järjestelmän kyvyn erottaa kaksi lähekkäin olevaa pistevalolähdettä, toisin sanoen se määrittää kaukoputkesi resoluution p. Tämän parametrin arvo kaarisekunteina voidaan laskea seuraavalla yksinkertaisella kaavalla:

ρ = 120"/D


missä D on kaukoputken linssin halkaisija millimetreinä.

Teleskoopin resoluutio riippuu linssin halkaisijan lisäksi myös optisen järjestelmän tyypistä, optiikan laadusta ja tietysti ilmakehän tilasta ja tarkkailijan taidoista.

Mitä sinulla on oltava, jotta voit aloittaa havainnoinnin? Kaikkein tärkein asia on tietysti kaukoputki. Ja mitä suurempi sen linssin halkaisija on, sitä parempi. Lisäksi tarvitset okulaarin (tai Barlow-linssin), joka tarjoaa suuren suurennuksen. Valitettavasti jotkut amatöörit eivät aina käytä oikein Davisin lakia uskoen, että vain se määrittää mahdollisuuden ratkaista läheinen kaksoispari. Useita vuosia sitten tapasin aloittelevan amatöörin, joka valitti, ettei hän useaan vuodenaikaan pystynyt erottamaan 2" etäisyydellä toisistaan ​​olevaa tähtiparia 65 mm:n kaukoputkessaan. Kävi ilmi, että hän yritti tehdä tätä. , käyttäen vain 25-kertaista suurennusta, väittäen, että tällä suurennuksella kaukoputken näkyvyys on parempi. Tietysti hän oli oikeassa, että pieni suurennus vähentää merkittävästi ilmavirtojen haitallisia vaikutuksia ilmakehässä. Hän ei kuitenkaan ottanut huomioon, että sellaisella Pienellä suurennuksella silmä ei yksinkertaisesti pysty erottamaan kahta lähellä olevaa valonlähdettä!

Teleskoopin lisäksi saatat tarvita myös mittalaitteita. Jos et kuitenkaan aio mitata komponenttien paikkoja suhteessa toisiinsa, voit tehdä ilman niitä. Oletetaan, että saatat olla varsin tyytyväinen siihen, että onnistuit erottamaan instrumentillasi läheiset tähdet ja varmistamaan, että ilmakehän vakaus tänään on sopiva tai kaukoputkesi antaa hyviä tuloksia, etkä ole vielä menettänyt entisiä taitojasi ja näppäryyttä.

Vakavammissa ongelmissa on tarpeen käyttää mikrometriä mittaamaan tähtien välisiä etäisyyksiä ja mitta-asteikolla sijaintikulmia. Joskus nämä kaksi instrumenttia löytyvät yhdistettynä yhteen okulaariin, jonka kohdalle asennetaan lasilevy, johon on painettu asteikot, jotka mahdollistavat vastaavien mittausten tekemisen. Samanlaisia ​​okulaareja valmistavat useat ulkomaiset yritykset (erityisesti Meade, Celestron jne.); jokin aika sitten niitä valmistettiin myös Novosibirskin yrityksessä Tochpribor.

Mittojen ottaminen

Kuten olemme jo sanoneet, kaksoitähden ominaisuuksien mittaaminen edellyttää sen komponenttien suhteellisen sijainnin ja niiden välisen kulmaetäisyyden määrittämistä.

Sijoituskulma. Tähtitiedessä tätä määrää käytetään kuvaamaan yhden kohteen suuntaa suhteessa toiseen, jotta se sijoittuisi varmana taivaanpallolla. Kaksinkertaisten tähtien tapauksessa termi sijaintikulma sisältää himmeämmän komponentin sijainnin määrittämisen suhteessa kirkkaampaan komponenttiin, joka otetaan vertailupisteeksi. Sijaintikulmat mitataan suunnasta pohjoiseen (0°) ja edelleen kohti itää (90°), etelään (180°) ja länteen (270°). Näin ollen kahdella tähdellä, joilla on sama nousukulma, on sijaintikulma 0° tai 180°. Jos niillä on sama deklinaatio, kulma on joko 90° tai 270°.

Ennen asentokulman mittaamista on tarpeen suunnata mikrometriokulaarin mitta-asteikko oikein. Asettamalla tähden näkökentän keskelle ja sammuttamalla kellomekanismi (telineen napa-akseli tulee asettaa taivaannapaan), pakotamme tähden liikkumaan kaukoputken näkökentässä alkaen. idästä länteen. Piste, jossa tähti ylittää näkökentän rajojen, on suuntapiste länteen. Jos nyt, pyörittämällä okulaaria akselinsa ympäri, kohdistamme tähden arvon 270° mikrometrin tuntiasteikolla, voimme olettaa, että olemme tehneet vaaditun asetuksen. Voit arvioida tehdyn työn tarkkuutta siirtämällä kaukoputkea niin, että tähti alkaa juuri näkyä näkölinjan takaa. Tämän ilmestymispisteen tulee olla sama kuin tuntiasteikon 90°-merkki, jonka jälkeen tähden tulee päivittäisen liikkeensä aikana jälleen ohittaa keskipiste ja poistua näkökentästä 270°-merkin kohdalla. Jos näin ei tapahdu, mikrometrin suuntausmenettely on toistettava.



Jos nyt osoitat kaukoputken sinua kiinnostavaan tähtipariin ja asetat päätähden näkökentän keskelle, vedät sitten henkisesti viivan sen ja toisen komponentin välille, saamme vaaditun arvon sijaintikulmasta. ottamalla sen arvo mikrometrin tuntiasteikolta.

Komponenttien erottelu. Itse asiassa työn vaikein osa on jo tehty. Meidän tarvitsee vain mitata tähtien välinen etäisyys lineaarisella mikrometriasteikolla ja sitten muuntaa lineaarisesta mittauksesta saatu tulos kulmaiseksi.

On selvää, että tällaisen käännöksen suorittamiseksi meidän on kalibroitava mikrometrin asteikko. Tämä tehdään seuraavasti: osoita kaukoputki tähteen, jonka koordinaatit tunnetaan. Pysäytä kaukoputken kellomekanismi ja pane merkille aika, joka kuluu tähdellä liikkua asteikon äärimmäiseltä alueelta toiselle. Toista tämä toimenpide useita kertoja. Saaduista mittaustuloksista lasketaan keskiarvo ja lasketaan kulmaetäisyys, joka vastaa okulaariasteikon kahden ääriviivan sijaintia kaavalla:

A = 15 x t x cos δ


missä f on tähden kulkuaika, δ on tähden deklinaatio. Jakamalla sitten A:n arvo asteikkojakojen lukumäärällä, saadaan mikrometrijaon arvo kulmamittana. Kun tiedät tämän arvon, voit helposti laskea kaksoistähden komponenttien välisen kulmaetäisyyden (kerrottamalla tähtien väliin mahtuvien asteikkojakojen lukumäärä jaon arvolla).

Läheisten parien tarkkaileminen

Kokemukseni perusteella voin sanoa, että tähtien erottaminen, joiden etäisyys on lähellä Davis-rajaa, tulee lähes mahdottomaksi, ja tämä korostuu mitä suurempi suuruusero parin komponenttien välillä on. Ihannetapauksessa Davisin sääntö toimii, jos tähdillä on sama kirkkaus.

Kun katsot suhteellisen kirkasta tähteä kaukoputken läpi suurella suurennuksella, huomaat, että tähti ei näytä vain valopisteeltä, vaan pieneltä kiekolta (Erie-levy), jota ympäröivät useat kirkkaat renkaat (ns. diffraktiorenkaat). ). On selvää, että tällaisten renkaiden lukumäärä ja kirkkaus vaikuttavat suoraan läheisen parin erottamisen helppouteen. Jos komponenttien kirkkaudessa on merkittävä ero, voi tapahtua, että himmeä tähti yksinkertaisesti "liukenee" päätähden diffraktiokuvioon. Ei ole turhaa, että sellaisia ​​tunnettuja kirkkaita tähtiä, kuten Sirius ja Rigel, joilla on himmeät satelliitit, on erittäin vaikea erottaa pienissä kaukoputkissa.



Jos komponenttien värissä on suuri ero, kaksoiskappaleen erottaminen päinvastoin yksinkertaistuu jonkin verran. Väripoikkeamien esiintyminen diffraktiokuviossa tulee näkyvämmäksi, ja tarkkailijan silmä huomaa heikon satelliitin läsnäolon paljon nopeammin.

Uskotaan, että kaukoputken tarjoama suurin hyödyllinen suurennus on suunnilleen kaksi kertaa objektiivin halkaisija millimetreinä, eikä suuremmalla suurennuksella saavuteta mitään. Näin ei ole kaksoistähtien kohdalla. Jos ilmapiiri on rauhallinen havaintoyönä, 2x tai jopa 4x maksimisuurennus voi auttaa sinua näkemään diffraktiokuvion "häiriön", joka osoittaa tämän "häiriön" lähteen olemassaolon. Tietenkin tämä voidaan tehdä vain kaukoputkella, jossa on hyvä optiikka.

Voit määrittää suurennuksen, jolla voit aloittaa läheisen parin erottamisen, käyttämällä seuraavaa yksinkertaista kaavaa:

X = 240"/S"


missä S on binäärikomponenttien välinen kulmaetäisyys kaarisekunteina.

Lähitähtien erottamiseen voidaan myös suositella yksinkertaista laitetta, joka sopii teleskoopin putkeen ja muuttaa aukon pyöreän muodon esimerkiksi säännölliseksi kuusikulmioksi. Tällainen aukko muuttaa hieman valoenergian jakautumista tähden kuvassa: Airyn keskikiekko pienenee hieman ja tavallisten diffraktiorenkaiden sijaan havaitaan useita kirkkaita piikin muotoisia purskeita. Jos käännät tällaista suutinta, voit varmistaa, että toinen tähti ilmestyy kahden vierekkäisen purskeen väliin ja siten "sallii" sen läsnäolon havaitsemisen.

Kaksoistähtien tarkkailu- erittäin mielenkiintoinen ja kiehtova toiminta, johon tähtitieteen ystävät ovat viime aikoina kiinnittäneet ansaitsemattoman vähän huomiota. Tämä on erityinen, perinteinen amatöörihavainnoinnin alue, jossa yhdistyvät useita periaatteita kerralla. Tämä on sekä tieteellistä - halu tutkia esinettä, kehittää tietoamme siitä, että tekninen - halu parantaa kaukoputkeasi ja sitten "puristaa" siitä maksimi. Tässä toiminnassa on myös urheilullinen elementti - halu saavuttaa kykynsä maksimi, kykyjensä harjoittaminen, tässä prosessissa ilmenevien vaikeuksien voittaminen, mutta siinä on myös esteettinen elementti - yksinkertaisesti katsomalla näitä epätavallisia, epämallisia kuvia, ja tuhansien ja tuhansien kaksoiskappaleiden joukossa ei ole kahta identtistä, ja joskus niiden joukossa on todellisia luonnon mestariteoksia, joita voit ihailla loputtomasti. Tietenkin äskettäin ultratarkkojen satelliittien laukaisun jälkeen kiertoradalle, joka mittasi melkein kaikki taivaan kirkkaat tähdet ja sai ennennäkemättömän tiedon kaksoistähdistä, amatööritieteelliset mittaukset menettivät merkityksensä, mutta kaikki muut motiivit säilyivät...

Lisäksi onnellinen on tähtitieteilijä, jolla on onni olla kiinnostunut havainnoinnista. kaksinkertainen. Hänellä on aina tekemistä itselleen ja kaukoputkelleen täysikuussa, sumuisena yönä, ja vaikka hän asuisi kaupungin keskustassa, siellä on aina esineitä, jotka houkuttelevat häntä ja kutsuvat hänet löytämään jotain uutta itselleen tai vain ihailla toista kaunista kuvaa.

Ajoittain kaksoistähtiä, erityisesti läheisiä, havaittiin. Lähes kaikki amatööritähtitieteilijät. Pääsääntöisesti heidän teleskooppiensa optiikan testaamiseksi (ja on vaikea löytää parempaa testiä kuin läheinen kaksoiskappale). Kukaan ei tietenkään kieltäydy ihailemasta kuuluisia pareja, kuten Albireo, - γ Cygnus tai - γ Andromeda, mutta etsimään erityisesti kauniita, esimerkiksi sellaisia, joissa on merkittävä väriero - harvat ihmiset tekevät tämän, mikä on sääli: tämä on erittäin mielenkiintoinen ja alue, joka lupaa paljon yllätyksiä. Kiiltoerot ja komponenttien läheisyys voivat lisätä näkyvää värikontrastia, muuttaa komponenttien sävyjä tai jopa muuttaa niiden väriä kokonaan. Ja jopa saman parin tarkkailu eri kaukoputkien läpi voi muuttaa merkittävästi jo tuttua kuvaa ja valmistaa yllätyksiä.

On tarpeetonta muistuttaa, että kaksoistähtiä katseltaessa ja valokuvattaessa on pyrittävä käyttämään mahdollisimman laadukasta kaukoputkea, koska havainnot tulisi suorittaa maksimisuurennuksilla, kuten 1,50 ja jopa enemmän (apokromaattien avulla voit lisätä suurennoksen 2:een ja jopa 30:een). Tietenkin okulaariin tulee kiinnittää huomiota vähintään itse kaukoputkeen, kannattaa muistaa vanha totuus: "Hyvä kaukoputki huonolla okulaarilla on huono teleskooppi."

Tässä kuvassa " Larousse Encyclopedia of Astronomy"Tähtien värit ovat parantuneet huomattavasti, enemmän kuin ne näyttävät kaukoputkissa. Kuitenkin visuaalisten parien kontrasti voi joskus olla yhtä vaikuttava, varsinkin kun sitä tarkastellaan pienten kaukoputkien läpi. Kaikki tähdet on kuvattu suunnilleen samassa mittakaavassa, etelä on ylhäällä, itä on oikealla. Vain ξ Boötes, jonka sijaintikulma on nyt noin 320°, on nähnyt huomattavan muutoksen tähtien sijainnissa lähes 50 vuoden aikana julkaisunsa jälkeen..

Kaksoistähtien tarkkailu



Aihe kaksois- ja monitähtien havainnoinnista on jotenkin aina jäänyt varovasti huomiotta kotimaisissa amatöörijulkaisuissa, ja jopa aiemmin julkaistuissa kirjoissa kaksoistähtien havainnointia amatöörien avulla tuskin löytyy runsaasti tietoa. Tähän on useita syitä. Ei tietenkään ole enää salaisuus, että binäärien amatöörihavainnot ovat vähän arvokkaita tieteellisestä näkökulmasta ja että ammattilaiset ovat löytäneet suurimman osan näistä tähdistä, ja ne, joita ei ole vielä löydetty tai tutkittu, ovat tavallisten amatöörien ulottumattomissa. kuin jälkimmäisen lento Marsiin. Amatöörimittausten tarkkuus on huomattavasti pienempi kuin tähtitieteilijillä, jotka työskentelevät suurilla ja tarkoilla instrumenteilla, jotka määrittävät tähtiparien ominaisuudet, joskus jopa näkyvyyden rajojen ulkopuolella, käyttämällä vain matemaattisia laitteita tällaisten järjestelmien kuvaamiseen. Kaikki nämä syyt eivät voi oikeuttaa tällaista pinnallista suhtautumista näihin esineisiin. Oma kantani perustuu siihen yksinkertaiseen tosiasiaan, että useimmat amatöörit ovat jonkin aikaa välttämättä mukana yksinkertaisissa kaksoistähtien havainnoissa. Niiden tavoitteet voivat olla erilaisia: optiikan laadun testaamisesta, urheilullisesta kiinnostuksesta vakavampiin tehtäviin, kuten kaukaisten tähtijärjestelmien muutosten tarkkailemiseen omin silmin useiden vuosien aikana. Toinen tapa havainnointi voi olla arvokasta on tarkkailijakoulutus. Jatkuvasti kaksoistähtiä tutkimalla tarkkailija voi pitää itsensä hyvässä kunnossa, mikä voi myöhemmin auttaa muiden kohteiden havainnointia ja lisää kykyä havaita pieniä ja pieniä yksityiskohtia. Esimerkkinä on tarina, kun eräs kollegani yritti useiden vapaapäivien jälkeen ratkaista pari tähteä 1":n kohdalla 110 mm heijastimella ja lopulta saavutti tuloksen, kun minun puolestani oli suuremmalla 150mm:llä Ehkä kaikki nämä tavoitteet eivät ole amatöörien ensisijaisia ​​tavoitteita, mutta kuitenkin tällaisia ​​havaintoja tehdään pääsääntöisesti ajoittain, ja siksi tämä aihe vaatii lisäselvitystä ja jonkin verran aiemmin kerätyn tunnetun materiaalin tilaamista.

Kun katsot hyvää amatööritähtien atlasta, huomaat todennäköisesti, että hyvin suurella osalla taivaan tähdistä on oma satelliitti tai jopa koko ryhmä satelliittitähtiä, jotka taivaanmekaniikan lakeja noudattaen tekevät viihdyttävän liikkeensä ympäriinsä. yhteinen massakeskus useiden satojen, tuhansien tai jopa satojen tuhansien vuosien ajan. Heti kun heillä on käytössään kaukoputki, monet osoittavat sen välittömästi tunnettuun kauniiseen kaksois- tai moninkertaiseen järjestelmään, ja joskus tällainen yksinkertainen ja mutkaton havainto määrittää ihmisen asenteen tähtitiedettä tulevaisuudessa, muodostaa kuvan hänen henkilökohtaisesta suhtautuminen maailmankaikkeuden käsitykseen kokonaisuutena. Muistan tunteellani ensimmäistä kokemustani tällaisista havainnoista ja uskon, että sinäkin löydät siitä kerrottavaa, mutta se ensimmäinen kerta, kun sain kaukaisessa lapsuudessa lahjaksi 65 mm kaukoputken, yhden ensimmäisistä esineistäni, joka Otin kirjasta Dagaev "Havaintoja tähtitaivasta", siellä oli kaunis kaksoisjärjestelmä Albireo. Kun liikutat pientä kaukoputkeasi taivaan poikki ja siellä, näkökentän rajatussa ympyrässä, satoja ja satoja Linnunradan tähtiä kelluu ohi, ja sitten ilmestyy kaunis tähtipari, joka erottuu sellaisessa kontrastissa suhteellisesti. muulle päämassalle, että kaikki nuo sanat, jotka muodostuivat mielessäsi laulamaan taivaan kauneuden loistoa, katoavat kerralla, jättäen sinut vain järkyttyneeksi oivalluksesta, että kylmän avaruuden loisto ja kauneus on paljon korkeampi kuin ne banaalit sanat, jotka melkein lausuit. Tätä ei todellakaan unohdeta, vaikka vuosia on kulunut.
Teleskooppi ja tarkkailija
Tällaisten tähtien tarkkailun perusteiden paljastamiseksi voit kirjaimellisesti käyttää vain paria yleistä ilmaisua. Kaikkea tätä voidaan yksinkertaisesti kuvata kahden tähden kulmaerotukseksi ja niiden välisen etäisyyden mittaamiseksi nykyiselle aikakaudelle. Itse asiassa käy ilmi, että kaikki ei ole kaukana niin yksinkertaisesta ja yksiselitteisestä. Tarkkailussa alkaa ilmaantua erilaisia ​​ulkopuolisia tekijöitä, jotka eivät anna sinun saavuttaa tarvitsemaasi tulosta ilman joitain temppuja. On mahdollista, että tiedät jo sellaisen määritelmän olemassaolosta kuin Davis-raja. Tämä on pitkään tunnettu suure, joka rajoittaa jonkin optisen järjestelmän kykyä erottaa kaksi lähellä olevaa kohdetta. Toisin sanoen, käyttämällä toista kaukoputkea tai tähtäintä, pystyt erottamaan (ratkaisemaan) kaksi lähempänä olevaa kohdetta, tai nämä objektit sulautuvat yhdeksi, etkä pysty ratkaisemaan tätä tähtiparia, on, näet vain yhden tähden kahden sijasta. Tämä empiirinen Davis-kaava refraktorille määritellään seuraavasti:
R = 120" / D (F.1)
missä R on pienin erotettava kulmaetäisyys kahden tähden välillä kaarisekunteina, D on kaukoputken halkaisija millimetreinä. Alla olevasta taulukosta (Tab.1) näet selvästi, kuinka tämä arvo muuttuu teleskoopin sisääntuloaukon kasvaessa. Todellisuudessa tämä arvo voi kuitenkin vaihdella merkittävästi kahden kaukoputken välillä, jopa samalla linssin halkaisijalla. Tämä voi riippua optisen järjestelmän tyypistä, optiikan valmistuksen laadusta ja tietysti ilmakehän tilasta.

Mitä sinulla on oltava, jotta voit aloittaa havainnoinnin. Kaikkein tärkein asia on tietysti kaukoputki. On huomattava, että monet amatöörit tulkitsevat Davis-kaavan väärin uskoen, että vain se määrittää mahdollisuuden ratkaista läheinen kaksoispari. Se ei ole oikein. Useita vuosia sitten tapasin amatöörin, joka valitti, että hän ei ollut useaan vuodenaikaan pystynyt erottamaan tähtiparia 2,5 tuuman kaukoputkella, jotka olivat vain 3 kaarisekuntien päässä toisistaan. Itse asiassa kävi ilmi, että hän yritti tehdä tämän pienellä 25-kertaisella suurennuksella väittäen, että tällä suurennuksella hänellä oli parempi näkyvyys. Tietysti hän oli oikeassa yhdessä asiassa, pienempi lisäys vähentää merkittävästi ilmavirtojen haitallisia vaikutuksia ilmakehässä, mutta suurin virhe oli, että hän ei ottanut huomioon toista parametria, joka vaikuttaa läheisen parin eron onnistumiseen. . Puhun arvosta, joka tunnetaan nimellä "resoluutiosuurennus".
P = 0,5 * D (F.2)
En ole nähnyt kaavaa tämän määrän laskemiseen niin usein muissa artikkeleissa ja kirjoissa kuin Davis-rajan kuvaus, minkä vuoksi ihmisillä on luultavasti niin väärä käsitys kyvystä ratkaista läheinen pari pienellä suurennuksella. Totta, meidän on ymmärrettävä selvästi, että tämä kaava antaa lisäyksen, kun on jo mahdollista tarkkailla tähtien diffraktiokuviota ja vastaavasti lähellä olevaa toista komponenttia. Vielä kerran painotan sanaa tarkkailla. Mittausten suorittamiseksi tämän suurennuksen arvo on kerrottava vähintään 4-kertaisella, mikäli ilmakehän olosuhteet sen sallivat.
Muutama sana diffraktiokuviosta. Jos katsot suhteellisen kirkasta tähteä kaukoputken läpi suurimmalla mahdollisella suurennuksella, huomaat, että tähti ei näy pisteenä, kuten sen teoriassa pitäisi olla hyvin kaukana olevaa kohdetta havainnoitaessa, vaan pienenä ympyränä, jota ympäröi useita renkaita (ns. diffraktiorenkaat). On selvää, että tällaisten renkaiden lukumäärä ja kirkkaus vaikuttavat suoraan läheisen parin erottamisen helppouteen. Voi käydä niin, että heikko komponentti yksinkertaisesti liukenee diffraktiokuvioon, etkä pysty erottamaan sitä kirkkaiden ja tiheiden renkaiden taustalla. Niiden intensiteetti riippuu suoraan sekä optiikan laadusta että toisiopeilin suojauskertoimesta käytettäessä heijastinta tai katadioptria järjestelmää. Toinen arvo ei tietenkään tee vakavia muutoksia mahdollisuuteen ratkaista tietty pari yleensä, mutta seulonnan lisääntyessä heikon komponentin kontrasti taustaan ​​nähden pienenee.

Teleskoopin lisäksi tarvitset tietysti myös mittalaitteita. Jos et aio mitata komponenttien sijaintia suhteessa toisiinsa, voit yleensä tehdä ilman niitä. Oletetaan, että saatat olla melko tyytyväinen siihen, että onnistuit ratkaisemaan instrumentillasi lähellä olevat tähdet ja varmistamaan, että ilmakehän vakaus tänään on sopiva tai kaukoputkesi antaa hyviä tuloksia, etkä ole vielä menettänyt entisiä taitojasi ja näppäryyttä. Syvempiin ja vakavampiin tarkoituksiin on tarpeen käyttää mikrometriä ja kellotaulua. Joskus tällaiset kaksi laitetta löytyy yhdestä erityisestä okulaarista, jonka keskipisteeseen on asennettu ohuilla viivoilla varustettu lasilevy. Tyypillisesti merkit levitetään tietyille etäisyyksille laserilla tehdasasetuksissa. Näkymä yhdestä sellaisesta teollisesti tuotetusta okulaarista näkyy lähistöllä. Sinne ei ole tehty ainoastaan ​​merkkejä 0,01 mikronin välein, vaan myös tuntiasteikko on merkitty näkökentän reunaan sijaintikulman määrittämiseksi.


Tällaiset okulaarit ovat melko kalliita ja usein joudut turvautumaan muihin, yleensä kotitekoisiin laitteisiin. Kotitekoinen lankamikrometri on mahdollista suunnitella ja rakentaa tietyn ajan kuluessa. Sen suunnittelun olemus on, että toinen kahdesta erittäin ohuesta langasta voi liikkua suhteessa toiseen, jos rengas, jossa on jaot, pyörii. Sopivilla vaihteilla on mahdollista varmistaa, että tällaisen renkaan täydellinen pyöriminen muuttaa johtimien välistä etäisyyttä hyvin vähän. Tietenkin tällainen laite vaatii erittäin pitkän kalibroinnin, kunnes tällaisen laitteen yhden jaon tarkka arvo löydetään. Mutta se on saatavilla tuotannossa. Nämä laitteet, sekä okulaari että mikrometri, vaativat tarkkailijalta lisäponnistusta normaaliin toimintaan. Molemmat toimivat lineaaristen etäisyyksien mittauksen periaatteella. Tämän seurauksena on olemassa tarve yhdistää kaksi mittaa (lineaarinen ja kulmainen) yhteen. Tämä voidaan tehdä kahdella tavalla, määrittämällä havaintojen perusteella empiirisesti molempien laitteiden yhden jaon arvo tai laskemalla teoreettisesti. Toista menetelmää ei voida suositella, koska se perustuu tarkkoihin tietoihin kaukoputken optisten elementtien polttovälistä, mutta jos tämä tiedetään riittävällä tarkkuudella, niin kulma- ja lineaarimitat voidaan yhdistää suhteella:
A = 206265" / F (F.3)
Tämä antaa meille kaukoputken päätarkennuksessa (F) sijaitsevan kohteen kulmasuuruuden, jonka koko on 1 mm. Yksinkertaisesti sanottuna yksi millimetri 2000 mm:n kaukoputken päätarkennuksessa vastaa 1,72 kaariminuuttia . Ensimmäinen menetelmä osoittautuu usein tarkemmaksi, mutta vaatii paljon aikaa. Aseta minkä tahansa tyyppinen mittauslaite kaukoputkeen ja katso tähtiä, jonka koordinaatit tunnetaan. Pysäytä kaukoputken kellomekanismi ja merkitse aika, joka kuluu tähdellä siirtymiseen divisioonalta toiselle. Useista saaduista tuloksista lasketaan keskiarvo ja kahden merkin sijaintia vastaava kulmaetäisyys lasketaan kaavalla:
A = 15 * t * COS(D) (F.4)
Mittojen ottaminen
Kuten jo todettiin, kaksoistähtien tarkkailijalle asetettavat tehtävät liittyvät kahteen yksinkertaiseen asiaan - erottamiseen komponenteiksi ja mittaamiseen. Jos kaikki aiemmin kuvattu auttaa ratkaisemaan ensimmäisen tehtävän, määrittämään sen suorittamismahdollisuuden ja sisältää tietyn määrän teoreettista materiaalia, tässä osassa käsitellään kysymyksiä, jotka liittyvät suoraan tähtiparin mittausprosessiin. Tämän ongelman ratkaisemiseksi sinun tarvitsee mitata vain muutama määrä.
Sijoituskulma


Tätä suuretta käytetään kuvaamaan yhden kohteen suuntaa suhteessa toiseen tai luottavaan paikannukseen taivaanpallolla. Meidän tapauksessamme tämä sisältää toisen (heikomman) komponentin sijainnin määrittämisen suhteessa kirkkaampaan. Tähtitiedessä sijaintikulmaa mitataan pisteestä, joka osoittaa pohjoiseen (0°) ja sitten itään (90°), etelään (180°) ja länteen (270°). Kahden tähden, joilla on sama nousukulma, sijaintikulma on 0° tai 180°. Jos niillä on sama deklinaatio, kulma on joko 90° tai 270°. Tarkka arvo riippuu näiden tähtien sijainnista suhteessa toisiinsa (mikä on oikealla, kumpi on korkeampi ja niin edelleen) ja mikä näistä tähdistä on valittu vertailupisteeksi. Kaksoistähtien tapauksessa tätä pistettä pidetään aina kirkkaampana komponenttina. Ennen asentokulman mittaamista on tarpeen suunnata mitta-asteikko oikein pääsuuntien mukaan. Katsotaanpa, kuinka tämän pitäisi tapahtua, kun käytetään mikrometrin okulaaria. Asettamalla tähden näkökentän keskelle ja sammuttamalla kellomekanismin pakotamme tähden liikkumaan kaukoputken näkökentässä idästä länteen. Piste, jossa tähti ylittää näkökentän rajojen, on suuntapiste länteen. Jos okulaarissa on kulma-asteikko näkökentän reunassa, okulaaria kiertämällä on tarpeen asettaa arvo 270 astetta kohtaan, jossa tähti poistuu näkökentästä. Voit tarkistaa oikean asennuksen siirtämällä kaukoputkea niin, että tähti alkaa näkyä näkyvyyden takaa. Tämän pisteen tulisi olla sama kuin 90 asteen merkki, ja tähden tulisi liikkeensä aikana ohittaa keskipiste ja alkaa poistua näkökentästä tarkalleen 270 asteen merkin kohdalla. Tämän toimenpiteen jälkeen on vielä käsiteltävä pohjois-etelä-akselin suuntausta. On kuitenkin muistettava, että kaukoputki voi tuottaa sekä teleskooppikuvan (täysin käänteinen kuva kahta akselia pitkin) että käänteisen kuvan vain yhtä akselia pitkin (jos käytetään zeniittiprismaa tai poikkeutuspeiliä ). Jos nyt keskitytään kiinnostavaan tähtipariin, niin päätähden sijoittaminen keskelle riittää, kun otetaan lukemat toisen komponentin kulmasta. Tällaiset mittaukset on tietysti parasta tehdä sinulle suurimmalla mahdollisella suurennuksella.
Kulmien mittaus


Itse asiassa vaikein osa työstä on jo tehty, kuten edellisessä osiossa kuvattiin. Jäljelle jää vain mittaustulokset tähtien välisestä kulmasta mikrometriasteikosta. Tässä ei ole erityisiä temppuja ja menetelmät tuloksen saamiseksi riippuvat tietystä mikrometrityypistä, mutta paljastan yleisesti hyväksytyt periaatteet kotitekoisen lankamikrometrin esimerkillä. Osoita kirkas tähti mikrometrin ensimmäiseen lankamerkkiin. Kohdista sitten tähtiparin toinen komponentti ja laitteen toinen rivi pyörittämällä merkittyä rengasta. Tässä vaiheessa sinun on muistettava mikrometrisi lukemat jatkotoimenpiteitä varten. Nyt, kääntämällä mikrometriä 180 astetta ja käyttämällä kaukoputken tarkkaa liikemekanismia, kohdista mikrometrin ensimmäinen rivi jälleen päätähdeen. Laitteen toisen merkin tulee siten olla kaukana toisesta tähdestä. Kiertänyt mikrometrilevyä niin, että toinen merkki osuu yhteen toisen tähden kanssa, ja ottamalla asteikolta uuden arvon, vähennä siitä laitteen vanha arvo saadaksesi kaksinkertaisen kulman. Saattaa tuntua käsittämättömältä, miksi näin monimutkainen toimenpide suoritettiin, kun se olisi voinut olla yksinkertaisempaa ottamalla lukemat asteikosta kääntämättä mikrometriä ympäri. Tämä on varmasti helpompaa, mutta tässä tapauksessa mittaustarkkuus on hieman huonompi kuin edellä kuvattua kaksoiskulmatekniikkaa käytettäessä. Lisäksi kotitekoisen mikrometrin nollamerkinnällä voi olla hieman kyseenalainen tarkkuus, ja käy ilmi, että emme työskentele nolla-arvolla. Tietysti suhteellisen luotettavien tulosten saamiseksi meidän on toistettava kulman mittausprosessi useita kertoja saadaksemme lukuisten havaintojen keskimääräisen tuloksen.
Muut mittaustekniikat
Yllä hahmotellut periaatteet läheisen parin etäisyyden ja sijaintikulman mittaamiseen ovat pohjimmiltaan klassisia menetelmiä, joiden käyttöä löytyy myös muilta tähtitieteen aloilta, esimerkiksi selenografiasta. Mutta usein amatööreillä ei ole pääsyä tarkkaan mikrometriin, ja heidän on tyydyttävä muihin käytettävissä oleviin keinoihin. Oletetaan, että jos sinulla on okulaari, jossa on ristikko, niin sillä voidaan tehdä yksinkertaisia ​​kulmamittauksia. Hyvin läheiselle tähtiparille se ei toimi aivan tarkasti, mutta leveämmille voit käyttää sitä tosiasiaa, että tähti, jonka deklinaatio on d sekunnissa, kaavan F.4 perusteella kulkee polun 15 * Cos(d) ) kaarisekuntia. Tätä tosiasiaa hyödyntäen voit havaita ajanjakson, jolloin molemmat komponentit leikkaavat okulaarin saman linjan. Jos tällaisen tähtiparin sijaintikulma on 90 tai 270 astetta, olet onnekas, eikä sinun tarvitse suorittaa muita laskentatoimia, vain toista koko mittausprosessi useita kertoja. Muussa tapauksessa sinun on käytettävä ovelia menetelmiä sijaintikulman määrittämiseen ja laskea sitten trigonometristen yhtälöiden avulla kolmion sivut, laskea tähtien välinen etäisyys, jonka pitäisi olla arvo:
R = t * 15 * Cos(d) / Sin(PA) (F.5)
jossa PA on toisen komponentin sijaintikulma. Jos teet mittauksia tällä tavalla useammin kuin neljä tai viisi kertaa ja ajan (t) mittaustarkkuus ei ole huonompi kuin 0,1 sekuntia, käyttämällä okulaaria, jolla on suurin mahdollinen suurennus, voit kohtuudella odottaa saavasi mittaustarkkuuden jopa 0,5 kaarisekuntia tai jopa parempi. Sanomattakin on selvää, että okulaarin hiusristikon tulee olla tarkalleen 90 asteen kulmassa ja suunnattu eri kardinaalisiin suuntiin ja että 0 ja 180 asteen läheisillä asentokulmilla on mittaustekniikkaa hieman muutettava. Tässä tapauksessa on parempi kääntää hiusristikkoa hieman 45 astetta meridiaaniin nähden ja käyttää seuraavaa menetelmää: huomioimalla kaksi momenttia, jolloin molemmat komponentit leikkaavat yhden hiusristikkoviivan, saadaan ajat t1 ja t2 sekunneissa. . Ajan t aikana (t=t2-t1) tähti kulkee X kaarisekuntia:
X = t * 15 * Cos(delta) (F.6)
Nyt kun tiedämme okulaarin asentokulman ja hiusristikon mittausviivan yleisen suunnan, voimme täydentää edellistä lauseketta toisella:
X = R * | Cos(PA) + Sin(PA) | (SE-NW suunnassa) (F.7)
X = R * | Cos(PA) - Sin(PA) | (suunnistus koilliseen lounaaseen)
Hyvin kaukana oleva komponentti on mahdollista sijoittaa näkökenttään siten, että se ei pääse okulaarin näkökenttään, koska se sijaitsee aivan sen reunassa. Tässä tapauksessa, kun tiedät myös sijaintikulman, toisen tähden kulkuajan näkökentän läpi ja itse tämän arvon, voit aloittaa laskelmat, jotka perustuvat jänteen pituuden laskemiseen ympyrässä, jolla on tietty säde. Voit yrittää määrittää sijaintikulman käyttämällä muita tähtiä näkökentässä, joiden koordinaatit ovat etukäteen tiedossa. Mittaamalla niiden väliset etäisyydet mikrometrillä tai sekuntikellolla yllä kuvatulla tekniikalla voit yrittää löytää puuttuvat arvot. Itse en tietenkään anna tässä kaavoja. Niiden kuvaus voi viedä merkittävän osan tästä artikkelista, varsinkin kun ne löytyvät geometrian oppikirjoista. Totuus on hieman monimutkaisempi siinä tosiasiassa, että ihannetapauksessa sinun on ratkaistava pallomaisten kolmioiden ongelmia, ja tämä ei ole sama kuin kolmiot tasossa. Mutta jos käytät tällaisia ​​hankalia mittausmenetelmiä, kaksoistähtien tapauksessa, kun komponentit sijaitsevat lähellä toisiaan, voit yksinkertaistaa tehtävääsi unohtamalla pallomaisen trigonometrian kokonaan. Tämä ei voi paljoakaan vaikuttaa tällaisten tulosten (jo jo epätarkkojen) tarkkuuteen. Paras tapa mitata asentokulma on käyttää kouluissa käytettävää astemittaria ja sovittaa se käytettäväksi okulaarin kanssa. Se on melko tarkka, ja mikä tärkeintä, hyvin saatavilla.
Yksinkertaisista mittausmenetelmistä voidaan mainita toinen, melko omaperäinen, diffraktioluonnon käyttöön perustuva. Jos laitat erikoisvalmisteisen ritilän (vuorotellen yhdensuuntaisia ​​avoimen ja suojatun aukon liuskoja) kaukoputken sisääntuloaukkoon, niin kun katsot saatua kuvaa kaukoputken läpi, löydät sarjan himmeämpiä "satelliitteja" näkyvien tähtien ympärillä. "Päätähden" ja "lähimmän" kaksoispisteen välinen kulmaetäisyys on yhtä suuri:
P = 206 265 * lambda / N (F.8)
Tässä P on kaksois- ja pääkuvan välinen kulmaetäisyys, N on kuvatun laitteen avoimien ja suojattujen osien leveyden summa ja lambda on valon aallonpituus (560 nm on silmän maksimiherkkyys). Jos nyt mittaat kolme kulmaa käytettävissäsi olevalla paikkakulman mittauslaitteella, voit luottaa kaavaan ja laskea komponenttien välisen kulmaetäisyyden edellä kuvatun ilmiön ja sijaintikulmien perusteella:
R = P * Sin | PA1 - PA | / Synti | PA2 - PA | (F.10)
P:n arvo kuvattiin edellä, ja kulmat PA, PA1 ja PA2 määritellään seuraavasti: PA on järjestelmän toisen komponentin sijaintikulma suhteessa päätähden pääkuvaan; PA1 - päätähden pääkuvan sijaintikulma suhteessa päätähden toissijaiseen kuvaan plus 180 astetta; PA2 on toisen komponentin pääkuvan sijaintikulma suhteessa päätähden toissijaiseen kuvaan. Suurimpana haittapuolena on huomattava, että tätä menetelmää käytettäessä havaitaan suuria tähtien kirkkauden häviöitä (yli 1,5-2,0 m) ja se toimii hyvin vain kirkkailla pareilla, joiden kirkkausero on pieni.
Toisaalta nykyaikaiset tähtitieteen menetelmät ovat mahdollistaneet läpimurron binäärien havainnointiin. Valokuvaus ja CCD-astronomia antavat meille mahdollisuuden tarkastella tulosten saavuttamisprosessia uudella tavalla. Sekä CCD-kuvassa että valokuvassa on menetelmä pikselien lukumäärän tai tähtiparin välisen lineaarisen etäisyyden mittaamiseksi. Laskemalla kuvan kalibroinnin jälkeen yhden yksikön suuruuden muiden tähtien perusteella, joiden koordinaatit ovat etukäteen tiedossa, lasketaan haluamasi arvot. CCD:n käyttö on paljon parempi. Tässä tapauksessa mittaustarkkuus voi olla suuruusluokkaa suurempi kuin visuaalisella tai valokuvallisella menetelmällä. Korkearesoluutioinen CCD voi tallentaa hyvin läheisiä pareja, ja myöhempi käsittely erilaisilla astrometriaohjelmilla voi paitsi helpottaa koko prosessia, myös tarjota erittäin korkean tarkkuuden useisiin kymmenesosaan tai jopa sadasosaan kaarisekunnin murto-osista.

> Kaksoistähtiä

– havainnoinnin ominaisuudet: mitä se on valokuvilla ja videoilla, havaitseminen, luokittelu, kerrannaiset ja muuttujat, miten ja mistä etsiä Ursa Majorissa.

Tähdet taivaalla muodostavat usein klustereita, jotka voivat olla tiheitä tai päinvastoin hajallaan. Mutta joskus tähtien välillä syntyy vahvempia yhteyksiä. Ja sitten on tapana puhua kaksoisjärjestelmistä tai kaksoistähtiä. Niitä kutsutaan myös kerrannaisiksi. Tällaisissa järjestelmissä tähdet vaikuttavat suoraan toisiinsa ja kehittyvät aina yhdessä. Esimerkkejä tällaisista tähdistä (jopa muuttujien läsnä ollessa) löytyy kirjaimellisesti tunnetuimmista tähtikuvioista, esimerkiksi Ursa Majorista.

Kaksoistähtien löytö

Kaksoistähtien löytäminen oli yksi ensimmäisistä tähtikiikareilla tehdyistä edistysaskeleista. Ensimmäinen tämäntyyppinen järjestelmä oli italialaisen tähtitieteilijän Riccolin löytämä Mizar-pari Ursa Majorin tähdistössä. Koska universumissa on uskomaton määrä tähtiä, tutkijat päättivät, että Mizar ei voinut olla ainoa binäärijärjestelmä. Ja heidän oletuksensa osoittautui täysin oikeutetuksi tulevien havaintojen perusteella.

Vuonna 1804 William Herschel, kuuluisa tähtitieteilijä, joka oli tehnyt tieteellisiä havaintoja 24 vuoden ajan, julkaisi luettelon, joka sisälsi 700 kaksoistähden. Mutta silloinkaan ei ollut tietoa siitä, oliko tällaisen järjestelmän tähtien välillä fyysistä yhteyttä.

Pieni komponentti "imee" kaasua suuresta tähdestä

Jotkut tutkijat ovat omaksuneet näkemyksen, että kaksoistähdet ovat riippuvaisia ​​yhteisestä tähtien liitosta. Heidän argumenttinsa oli parin komponenttien heterogeeninen kiilto. Siksi vaikutti siltä, ​​että heitä erottaa huomattava etäisyys. Tämän hypoteesin vahvistamiseksi tai kumoamiseksi vaadittiin tähtien parallaktisen siirtymän mittauksia. Herschel otti tämän tehtävän ja sai yllätykseksi selville seuraavan: jokaisen tähden liikeradalla on monimutkainen ellipsoidimuoto, eikä symmetristen värähtelyjen esiintyminen kuuden kuukauden ajanjaksolla. Videolla voit seurata kaksoistähtien kehitystä.

Tämä video näyttää läheisen binääritähtiparin evoluution:

Voit vaihtaa tekstityksiä napsauttamalla "cc"-painiketta.

Taivaanmekaniikan fyysisten lakien mukaan kaksi painovoiman yhdistämää kappaletta liikkuvat elliptisellä kiertoradalla. Herschelin tutkimuksen tuloksista tuli todiste oletuksesta, että binäärisysteemeissä on gravitaatiovoimayhteys.

Kaksoistähtien luokitus

Binääritähdet ryhmitellään yleensä seuraaviin tyyppeihin: spektraaliset binäärit, fotometriset binäärit ja visuaaliset binäärit. Tämä luokittelu antaa käsityksen tähtiluokituksesta, mutta ei heijasta sisäistä rakennetta.

Teleskoopin avulla voit helposti määrittää visuaalisten kaksoistähtien kaksinaisuuden. Nykyään on todisteita 70 000 visuaalisesta kaksoitähdestä. Lisäksi vain 1 prosentilla heistä on ehdottomasti oma kiertorata. Yksi kiertoratajakso voi kestää useista vuosikymmenistä useisiin vuosisateisiin. Ratapolun rakentaminen puolestaan ​​vaatii huomattavaa vaivaa, kärsivällisyyttä, tarkkoja laskelmia ja pitkäaikaisia ​​havaintoja observatoriossa.

Usein tiedeyhteisöllä on tietoa vain joistakin kiertoradan liikkeen fragmenteista, ja he rekonstruoivat polun puuttuvat osuudet deduktiivisella menetelmällä. Älä unohda, että ratataso voi olla vinossa suhteessa näkölinjaan. Tässä tapauksessa näennäinen kiertorata on vakavasti erilainen kuin todellinen. Tietysti suurella laskelmien tarkkuudella on mahdollista laskea binäärijärjestelmien todellinen kiertorata. Tätä varten sovelletaan Keplerin ensimmäistä ja toista lakia.

Mizar ja Alcor. Mizar on kaksoistähti. Oikealla on Alcor-satelliitti. Niiden välillä on vain yksi valovuosi

Kun todellinen rata on määritetty, tutkijat voivat laskea kaksoistähtien välisen kulmaetäisyyden, niiden massan ja pyörimisjakson. Usein tähän käytetään Keplerin kolmatta lakia, joka auttaa löytämään parin komponenttien massojen summan. Mutta tehdäksesi tämän sinun on tiedettävä etäisyys Maan ja kaksoistähden välillä.

Kaksinkertaiset fotometriset tähdet

Tällaisten tähtien kaksoisluonne voidaan oppia vain kirkkauden säännöllisistä vaihteluista. Liikkuessaan tämän tyyppiset tähdet vuorotellen estävät toisiaan, minkä vuoksi niitä kutsutaan usein pimentäviksi binääriksi. Näiden tähtien kiertoratatasot ovat lähellä näkölinjan suuntaa. Mitä pienempi pimennyksen pinta-ala, sitä pienempi on tähden kirkkaus. Valokäyrää tutkimalla tutkija voi laskea kiertoradan kaltevuuskulman. Kun kaksi pimennystä tallennetaan, valokäyrässä on kaksi minimiä (laskua). Jaksoa, jolloin valokäyrässä havaitaan 3 peräkkäistä minimiä, kutsutaan kiertoratajaksoksi.

Kaksoistähtien jakso kestää muutamasta tunnista useisiin päiviin, mikä tekee siitä lyhyemmän suhteessa visuaalisten kaksoistähtien (optisten kaksoistähtien) jaksoon.

Spektriset kaksoistähdet

Spektroskopiamenetelmän avulla tutkijat tallentavat spektriviivojen jakamisprosessin, joka tapahtuu Doppler-ilmiön seurauksena. Jos yksi komponentti on heikko tähti, taivaalla voidaan havaita vain jaksollisia vaihteluja yksittäisten viivojen paikoissa. Tätä menetelmää käytetään vain silloin, kun binäärijärjestelmän komponentit ovat minimietäisyydellä ja niiden tunnistaminen kaukoputken avulla on monimutkaista.

Kaksoistähtiä, joita voidaan tutkia Doppler-ilmiön ja spektroskoopin avulla, kutsutaan spektraalisesti kaksoistähteiksi. Kaikilla kaksoistähdillä ei kuitenkaan ole spektraalista luonnetta. Molemmat järjestelmän komponentit voivat lähestyä toisiaan ja siirtyä pois toisistaan ​​säteittäisessä suunnassa.

Tähtitieteellisen tutkimuksen tulosten mukaan suurin osa kaksoistähdistä sijaitsee Linnunradan galaksissa. Yksittäisten ja kaksoistähtien prosentuaalinen suhde on erittäin vaikea laskea. Vähennyksen avulla voidaan vähentää tunnettujen kaksoistähtien lukumäärä tähtien kokonaispopulaatiosta. Tässä tapauksessa käy selväksi, että binääritähdet ovat vähemmistössä. Tätä menetelmää ei kuitenkaan voida kutsua kovin tarkaksi. Tähtitieteilijät tuntevat termin "valintaefekti". Tähtien binaarisuuden korjaamiseksi on määritettävä niiden pääominaisuudet. Erikoisvarusteet ovat hyödyllisiä tähän. Joissakin tapauksissa kaksoistähtien havaitseminen on erittäin vaikeaa. Näin ollen visuaalisesti kaksoistähtiä ei usein visualisoida merkittävällä etäisyydellä tähtitieteilijästä. Joskus on mahdotonta määrittää parin tähtien välistä kulmaetäisyyttä. Spektroskooppisten binäärien tai fotometristen tähtien havaitsemiseksi on tarpeen mitata huolellisesti spektriviivojen aallonpituudet ja kerätä valovirtojen modulaatiot. Tässä tapauksessa tähtien loiston tulisi olla melko vahva.

Kaikki tämä vähentää jyrkästi tutkimukseen soveltuvien tähtien määrää.

Teoreettisen kehityksen mukaan kaksoistähtien osuus tähtipopulaatiosta vaihtelee 30 prosentista 70 prosenttiin.

Ongelma ylipaino tuntuu paitsi kesällä rannalla. Joka päivä peiliin katsoessa joudut valitettavasti havaitsemaan kaksoisleuan, leuan ja epäselviä ääriviivoja. Onneksi kaikki tämä voidaan naamioida, jos hallitset koko kasvojen meikin kaikkine vivahteineen.

Erikoisuudet

Pulleille tytöille meikkitaiteilijat tarjoavat meikkiä, jonka päätehtävänä on pidentää kasvoja ja tehdä niistä visuaalisesti ohuempi. Tämän ratkaisemiseksi käytetään tekniikoita, kuten ääriviivat (jotta ääriviivat selvempiä) ja pystyvarjostusta.

Sävy ja helpotus

  1. Ilman meikkivoidetta, joka mallintaa ääriviivoja ja venyttää niitä visuaalisesti, meikki on mahdotonta.
  2. Vaalea meikkivoide (primer) korostaa soikeaa, tummempi - kaikkea muuta (älä unohda kaulaa ja dekoltealuetta).
  3. Peitevoimien tulee olla mattapintaisia ​​ja tiheitä.
  4. On tärkeää korostaa silmiäsi, joten muista peittää alla olevat tummat silmänalusit peitevoideella.
  5. Puuteri on kompakti eikä kiiltävä.
  6. Levitä poskipuna pehmeällä siveltimellä ylhäältä alas liikkuen. Ihanteelliset sävyt - beige, pronssi.

Silmät ja kulmakarvat

  1. Anna etusijalle pidentävä ripsiväri.
  2. Rajoita helmiäisvarjoja.
  3. Varjoa kaikki sävysiirtymät huolellisesti.
  4. Sisäkulmia on vaalennettava, ulkokulmia tummennettava.
  5. Kaikki viivat on suunnattava ylöspäin.
  6. On parempi varjostaa päät.
  7. Kulmakarvat eivät saa olla liian ohuet tai liian leveät. Taivutus on kohtalainen.

Huulet

  1. Huulille ei tarvitse lisätä volyymia.
  2. Myös huulten muotoilu on poissuljettu.
  3. Nuoret tytöt voivat käyttää huomaamatonta glitteriä.
  4. 35 vuoden jälkeen on parempi suosia mattahuulipunaa - korallia tai vaaleanpunaista.

Jos sinulla on koko kasvot, älä huoli. Yleensä tytöillä, joilla on tämä vika, on erittäin kauniit silmät, sileä, kirkas iho ja ei ryppyjä. Yritä korostaa vahvuuksiasi ja peittää haalistuneet piirteet mahdollisimman paljon taitavalla meikillä.

Yhdistä silmiesi väri

Tämän tyyppisessä meikissä on otettava huomioon silmien väri, koska on suositeltavaa keskittyä niihin.

Vihreille silmille

  1. Korostaaksesi vihreät silmät koko kasvoilla, tarvitset varjoja, joiden sävyt ovat kuten turkoosi, vihreä, keltainen ja sininen.
  2. Toisin kuin sinisilmäisten kaunokaisten meikki, tämä vaatii monikerroksisen tekniikan. Älä siis pelkää levittää useita varjokerroksia.
  3. Tärkeintä on muistaa varjostaa kaikki perusteellisesti. Täydelliset kasvot eivät siedä kontrasteja.
  4. Valitse eyelinerin väri vastaamaan varjoja: sen pitäisi olla hieman täyteläisempi.
  5. Nosta nuolia ylöspäin, jotta vaakasuorat viivat eivät tee kasvoista vielä täyteläisempiä.
  6. Käytä päivämeikkiin sinistä tai vihreää ripsiväriä. Juhlaan, iltapukuun - musta tai ruskea.
  7. Tee huulistasi näkyvämpiä ottamalla huulipunaa tai kiiltoa, jossa on hohtoa. Suositeltava sävy on kirkas kirsikka tai koralli.

Sinisilmäisille ihmisille

  1. Suositeltu luomiväripaletti: hopea, pinkki, kulta, helmi, violetti, lila, merenvihreä, turkoosi. Jos et, voit ottaa mustan ja ruskean.
  2. Sinisilmille sinun on käytettävä helpoimpia tekniikoita. Monikerroksisuus on poissuljettu. Joten varjot voidaan levittää 1-2 kerrokseksi, mutta ei enempää.
  3. Sama on ripsivärin kanssa. Älä liioittele: 1 käyttökerta riittää. Suositeltavat värit - harmaa, ruskea (päivällä), musta (ilta).
  4. Huulipuna ja huulikiilto voivat olla vaaleanpunaisen sävyisiä, mutta ikä huomioiden. 35 vuoden jälkeen on parempi käyttää kermaa tai viininpunaista. Tärkeintä on ilman kosteutta ja tilavuutta.
  5. Meikkitaiteilijat ehdottavat näiden samojen väriratkaisujen käyttöä harmaasilmäisille tytöille.

Ruskeasilmäisille ihmisille

  1. Meikki koko kasvoille ruskeilla silmillä alkaa oikealla valinnalla. Valitse beigen tai aprikoosin sävyt - ne pidentää visuaalisesti piirteitäsi.
  2. Lisää poskipäihisi ilmettä levittämällä niihin lila-vaaleanpunaista poskipunaa. Siirrä terrakottat pois - ne tekevät niistä litteät.
  3. Varjopaletin pitäisi avata silmäsi. Palettisi värit ovat sininen, violetti, pronssi, kulta, kastanja, beige, hunaja, pinkki.
  4. Liner voi olla sininen, kultainen, violetti, kastanja, musta - varjojen värin mukaan. On parempi kääntää nuolet ylös.
  5. Ripsiä varten tarvitset pidennyttävän ripsivärin mustana, sinisenä, ruskeana tai violettina.
  6. Kulmakarvojen muodon tulee olla oikea. Vältä suoria vaakasuoria viivoja ja liian voimakkaita flirttailevia käyriä.
  7. Huulipuna ja huulikiilto voivat olla seuraavissa väreissä: kypsä kirsikka, lämmin nude, vaaleanpunainen neon, koralli.

Meikkivärimallin valinta voi myös riippua hiusten väristä. Mutta silmillä on ratkaiseva rooli tässä asiassa.

Vaiheittainen ohje

Lihavien naisten erilaiset tyylimeikkivaihtoehdot antavat heille mahdollisuuden tuntea olonsa viehättäväksi ja kauniiksi niin arjessa kuin lomallakin. Perus (ja) täytyy hallita.

Päivä

  1. Käytä nestettä pidentääksesi koko kasvoja säätiö ei silikonia. Kiinnitä erityistä huomiota nenän siipien ja poskien sivujen peittämiseen.
  2. Sävyn tasoittamiseksi on parempi ottaa mattajauhe.
  3. Jotta kasvojen ääriviivat olisivat selkeämpiä ja näkyvämpiä, ne on tummennettava ja keskiosaa (nenä, otsa, leuka) tulee vaalentaa mahdollisimman paljon. Voit tehdä tämän työskentelemällä korjaimen kanssa suoraan jauheen päällä.
  4. Voit levittää hiekkapunaa poskipäille.
  5. Yläluomet on maalattu 1 kerroksella helmiäisvärillä. Hopean väri on parempi.
  6. Erittäin ohuet nuolet yläluomea pitkin on piirretty antrasiitilla ja kaarevat ylöspäin.
  7. Emme työskentele silmien alaosan kanssa päivämeikin aikana.
  8. Avaamme silmämme harmaalla pidentävällä ripsivärillä 1 kerroksessa.
  9. Valitse huulille kiiltävä kiilto luonnollisessa sävyssä.

Ilta

  1. Vaaleanpunainen peitevoide antaa sinun piirtää kasvosi ääriviivat.
  2. Varmistaaksesi virheettömän meikin, kiinnitä erityistä huomiota pääntien naamiointiin.
  3. Korallin kirkas poskipuna pidentää poskipäät.
  4. Varjot putoavat yläluomelle kerroksittain: musta, antrasiitti, smaragdi. Tärkeintä on varjostaa kaikki hyvin, jotta ei synny kontrasteja.
  5. Alaluomet on varjostettu märällä asfaltilla.
  6. Mustien nuolien tulee seurata silmän muotoa ja yhdistää yläreunaan ja johtaa viivat temppeleihin.
  7. Ulkokulmat voidaan korostaa valkoisella linerillä tai varjoilla.
  8. Ripsiväri kahdessa kerroksessa - musta pidennys.
  9. On parempi olla käyttämättä glitteriä ja shimmeriä.
  10. Matta korallihuulipuna ja kirkas kiilto viimeistelevät iltameikkisi.

Jos sisäiset kompleksit ovat syynä, sinulla on vain kaksi tapaa ratkaista ongelma. Ensimmäinen on laihdutus. Mutta se on pitkä ja vaatii paljon voimaa ja kärsivällisyyttä. Toinen on oppia oikea meikki koko kasvoille, mikä tekee niistä visuaalisesti ohuemmat. Älä laiminlyö meikkitaiteilijoiden neuvoja tällaisessa tilanteessa - he saavat sinut näyttämään paljon paremmalta.
Satunnaisia ​​artikkeleita

Ylös