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21.06.2023

Stelle doppie: un piacere dimenticato. Stelle doppie fotometriche Stelle doppie in un telescopio

Non è sempre stata prestata molta attenzione all'osservazione delle stelle doppie e multiple. Anche ai vecchi tempi, quando esisteva un'abbondanza di buona letteratura astronomica, questo argomento veniva spesso evitato ed è improbabile che si trovino molte informazioni al riguardo. La ragione di ciò potrebbe risiedere nella scarsa importanza scientifica di tali osservazioni. Non è un segreto che l'accuratezza delle misurazioni amatoriali dei parametri delle stelle doppie sia, di regola, significativamente inferiore a quella degli astronomi professionisti che hanno l'opportunità di lavorare con strumenti di grandi dimensioni.

Tuttavia, quasi tutti gli appassionati di astronomia lo hanno fatto almeno per qualche tempo breve periodo Da allora sono obbligati a osservare le stelle doppie. Gli obiettivi che perseguono possono essere completamente diversi: dal controllo della qualità dell'ottica o dell'interesse puramente sportivo all'esecuzione di misurazioni veramente scientificamente significative.


È anche importante notare che, tra l'altro, osservare le stelle doppie è anche un ottimo allenamento per gli occhi di un astrofilo. Osservando coppie ravvicinate, l'osservatore sviluppa la capacità di notare i piccoli dettagli più insignificanti dell'immagine, mantenendosi così in buona forma, che in futuro si rifletterà sicuramente nelle osservazioni di altri oggetti celesti. Un buon esempio è quando uno dei miei colleghi ha trascorso diversi fine settimana cercando di risolvere una coppia di stelle con una distanza di 1" usando un riflettore da 110 mm, e alla fine ci è riuscito. A mia volta, dopo una lunga pausa, nelle osservazioni ho dovuto rinunciare di fronte a questa coppia con uno strumento molto più grande.

Telescopio e osservatore

L'essenza dell'osservazione di una stella doppia è estremamente semplice e consiste nel dividere la coppia stellare in singoli componenti e nel determinare la loro posizione relativa e la distanza tra loro. Tuttavia, in pratica, tutto risulta essere tutt'altro che così semplice e inequivocabile. Durante le osservazioni iniziano ad apparire vari tipi di fattori di terze parti, che non ti consentono di ottenere il risultato desiderato senza alcuni accorgimenti. Potresti già sapere dell'esistenza di qualcosa come il limite di Davis. Questo valore determina la capacità di alcuni sistemi ottici di separare due sorgenti luminose puntiformi ravvicinate, in altre parole, determina la risoluzione p del vostro telescopio. Il valore di questo parametro in secondi d'arco può essere calcolato utilizzando la seguente semplice formula:

ρ = 120"/D


dove D è il diametro della lente del telescopio in millimetri.

La risoluzione del telescopio dipende oltre che dal diametro della lente anche dal tipo di sistema ottico, dalla qualità delle ottiche e, ovviamente, dallo stato dell'atmosfera e dalle capacità dell'osservatore.

Cosa devi avere per iniziare ad osservare? La cosa più importante, ovviamente, è il telescopio. E maggiore è il diametro della lente, meglio è. Inoltre, avrai bisogno di un oculare (o di una lente di Barlow) che fornisca un ingrandimento elevato. Sfortunatamente, alcuni dilettanti non sempre utilizzano correttamente la legge di Davis, ritenendo che solo essa determini la possibilità di risolvere una doppia coppia chiusa. Diversi anni fa, ho incontrato un dilettante alle prime armi che si lamentava del fatto che per diverse stagioni non riusciva a separare una coppia di stelle situate a una distanza di 2" l'una dall'altra nel suo telescopio da 65 mm. Si è scoperto che stava cercando di farlo , utilizzando solo un ingrandimento di 25x, sostenendo che a questo ingrandimento il telescopio ha una visibilità migliore. Naturalmente aveva ragione nel dire che un ingrandimento basso riduce significativamente gli effetti dannosi delle correnti d'aria nell'atmosfera. Tuttavia non teneva conto che a tale ingrandimento con un ingrandimento basso l'occhio semplicemente non è in grado di distinguere tra due sorgenti luminose ravvicinate!

Oltre al telescopio potrebbero essere necessari anche strumenti di misura. Tuttavia, se non misurerai le posizioni dei componenti l'uno rispetto all'altro, puoi farne a meno. Diciamo che potresti essere abbastanza soddisfatto del fatto stesso di essere riuscito a separare le stelle vicine con il tuo strumento e ad assicurarti che la stabilità dell'atmosfera oggi sia adatta o che il tuo telescopio dia buoni risultati, e non hai ancora perso le tue abilità precedenti e destrezza.

Per problemi più seri è necessario utilizzare un micrometro per misurare le distanze tra le stelle e un quadrante scala per determinare gli angoli di posizione. Talvolta questi due strumenti si trovano riuniti in un unico oculare, al fuoco del quale è installata una lastra di vetro su cui sono stampate delle scale, che permettono di effettuare le misurazioni corrispondenti. Oculari simili sono prodotti da varie aziende straniere (in particolare Meade, Celestron, ecc.); qualche tempo fa venivano fabbricati anche presso l'impresa Tochpribor di Novosibirsk.

Effettuare misurazioni

Come abbiamo già detto, misurare le caratteristiche di una stella binaria si riduce alla determinazione della posizione relativa dei suoi componenti costitutivi e della distanza angolare tra loro.

Angolo di posizione. In astronomia, questa quantità viene utilizzata per descrivere la direzione di un oggetto rispetto a un altro per un posizionamento sicuro sulla sfera celeste. Nel caso delle stelle binarie, il termine angolo di posizione implica la determinazione della posizione della componente più debole rispetto alla componente più luminosa, che viene presa come punto di riferimento. Gli angoli di posizione sono misurati dalla direzione nord (0°) e ulteriormente verso est (90°), sud (180°) e ovest (270°). Pertanto, due stelle con la stessa ascensione retta hanno un angolo di posizione di 0° o 180°. Se hanno la stessa declinazione, l'angolo sarà 90° o 270°.

Prima di misurare l'angolo di posizione è necessario orientare correttamente la scala di misurazione dell'oculare micrometrico. Posizionando la stella al centro del campo visivo e spegnendo il meccanismo dell'orologio (l'asse polare della montatura deve essere impostato sul polo celeste), forzeremo la stella a spostarsi nel campo visivo del telescopio da da est a ovest. Il punto in cui la stella andrà oltre i confini del campo visivo è il punto di direzione verso ovest. Se ora, ruotando l'oculare attorno al proprio asse, allineiamo la stella con il valore di 270° sulla scala oraria micrometrica, allora possiamo supporre di aver completato l'impostazione richiesta. Puoi valutare l'accuratezza del lavoro svolto spostando il telescopio in modo che la stella inizi ad apparire appena oltre la linea di vista. Questo punto di apparizione dovrebbe coincidere con la tacca dei 90° della scala oraria, dopodiché l'astro, nel corso del suo movimento quotidiano, dovrebbe nuovamente superare il punto centrale ed uscire dal campo visivo in corrispondenza della tacca dei 270°. Se ciò non accade, è necessario ripetere la procedura di orientamento micrometrico.



Se ora punti il ​​telescopio verso la coppia di stelle che ti interessa e posizioni la stella principale al centro del campo visivo, quindi tracciando mentalmente una linea tra essa e la seconda componente, otterremo il valore richiesto dell'angolo di posizione prendendo il suo valore dalla scala oraria micrometrica.

Separazione dei componenti. In verità, la parte più difficile del lavoro è già stata fatta. Tutto quello che dobbiamo fare è misurare la distanza tra le stelle su scala micrometrica lineare e poi convertire il risultato ottenuto da una misura lineare ad una angolare.

Ovviamente per effettuare tale traslazione è necessario calibrare la scala micrometrica. Questo viene fatto come segue: puntare il telescopio verso una stella con coordinate ben note. Ferma il meccanismo dell'orologio del telescopio e nota il tempo impiegato dalla stella per viaggiare da una divisione estrema all'altra della scala. Ripetere questa procedura più volte. Viene calcolata la media dei risultati di misurazione ottenuti e la distanza angolare corrispondente alla posizione dei due segni estremi sulla scala dell'oculare viene calcolata utilizzando la formula:

A = 15 x t x cos δ


dove f è il tempo di transito della stella, δ è la declinazione della stella. Dividendo quindi il valore di A per il numero di divisioni della scala, otteniamo il valore di una divisione micrometrica in misura angolare. Conoscendo questo valore, puoi facilmente calcolare la distanza angolare tra i componenti di una stella doppia (moltiplicando il numero di divisioni di scala che si adattano tra le stelle per il valore della divisione).

Osservazione delle coppie strette

In base alla mia esperienza posso dire che la separazione delle stelle con distanza prossima al limite di Davis diventa quasi impossibile, e questa diventa tanto più accentuata quanto maggiore è la differenza di magnitudine tra i componenti della coppia. Idealmente, la regola di Davis funziona se le stelle hanno la stessa luminosità.

Osservando una stella relativamente luminosa attraverso un telescopio ad alto ingrandimento, noterai che la stella non appare semplicemente come un punto luminoso, ma come un piccolo disco (disco di Erie), circondato da numerosi anelli luminosi (i cosiddetti anelli di diffrazione ). È chiaro che il numero e la luminosità di tali anelli influiscono direttamente sulla facilità con cui è possibile separare una coppia stretta. Se c'è una differenza significativa nella luminosità dei componenti, può accadere che la stella debole semplicemente “si dissolva” nella figura di diffrazione della stella principale. Non per niente stelle luminose famose come Sirio e Rigel, che hanno satelliti deboli, sono molto difficili da separare in piccoli telescopi.



Nel caso di una grande differenza nel colore dei componenti, il compito di separare il doppio, al contrario, è in qualche modo semplificato. La presenza di anomalie cromatiche nello schema di diffrazione diventa più evidente e l'occhio dell'osservatore nota molto più velocemente la presenza di un debole satellite.

Si ritiene che il massimo ingrandimento utile fornito da un telescopio sia pari a circa il doppio del diametro della lente dell'obiettivo in mm, e utilizzando ingrandimenti maggiori non si ottiene nulla. Questo non è il caso delle stelle doppie. Se l'atmosfera è calma durante la notte dell'osservazione, l'uso di un ingrandimento massimo di 2x o anche 4x può aiutarti a vedere qualche "disturbo" nella figura di diffrazione, che ti indicherà la presenza della fonte di questa "interferenza". Naturalmente questo è possibile solo con un telescopio dotato di una buona ottica.

Per determinare l'ingrandimento con cui puoi iniziare a separare una coppia stretta, puoi utilizzare la seguente semplice formula:

X = 240"/S"


dove S è la distanza angolare tra le componenti binarie in secondi d'arco.

Per separare le stelle vicine, possiamo anche consigliare l'uso di un semplice dispositivo che si inserisce nel tubo del telescopio e trasforma la forma rotonda dell'apertura, ad esempio, in un esagono regolare. Tale apertura cambia leggermente la distribuzione dell'energia luminosa nell'immagine della stella: il disco centrale di Airy diventa leggermente più piccolo e invece dei soliti anelli di diffrazione si osservano diversi lampi luminosi a forma di picco. Se si ruota un ugello di questo tipo, è possibile garantire che la seconda stella appaia tra due lampi adiacenti e quindi “permetta” di rilevarne la presenza.

Osservazione delle stelle doppie- un'attività estremamente interessante ed affascinante, alla quale gli amanti dell'astronomia hanno recentemente prestato immeritatamente poca attenzione. Questa è un'area speciale e tradizionale della pratica dell'osservazione amatoriale, che combina diversi principi contemporaneamente. Questo è sia scientifico - il desiderio di studiare un oggetto, di approfondire la nostra conoscenza al riguardo, sia tecnico - il desiderio di migliorare il proprio telescopio e poi "spremere" il massimo da esso. C'è anche un elemento sportivo in questa attività - il desiderio di raggiungere il massimo delle proprie capacità, allenare le proprie capacità, superare le difficoltà che sorgono in questo processo, ma c'è anche un elemento estetico - semplicemente guardando queste immagini insolite e ultraterrene, e tra migliaia e migliaia di doppi, non ce ne sono due identici, e talvolta tra essi si trovano veri e propri capolavori della natura, che si possono ammirare all'infinito. Naturalmente, di recente, dopo il lancio in orbita di satelliti ultraprecisi, che hanno misurato quasi tutte le stelle luminose nel cielo e ricevuto informazioni senza precedenti sui binari, le misurazioni scientifiche effettuate dai dilettanti hanno perso rilevanza, ma tutti gli altri motivi sono rimasti...

Inoltre, felice è l'astronomo che ha la fortuna di interessarsi all'osservazione. Doppio. Ha sempre qualcosa di cui occuparsi se stesso e il suo telescopio durante la luna piena, in una notte con foschia, e anche se vive in centro città, ci saranno sempre oggetti che lo attrarranno, invitandolo a trovare qualcosa di nuovo per sé o ammira semplicemente un'altra bellissima foto.

Di tanto in tanto si osservavano stelle doppie, soprattutto quelle vicine. Quasi tutti gli astrofili. Di norma, allo scopo di testare l'ottica dei loro telescopi (ed è difficile trovare un test migliore di un doppio vicino). Naturalmente, nessuno si rifiuterà di ammirare coppie famose come Albireo, - γ Cygnus o - γ Andromeda, ma per cercare specificamente quelle belle, ad esempio quelle in cui c'è una differenza significativa di colore, poche persone lo fanno, ed è un peccato: questa è una zona molto interessante e che promette molte sorprese. Differenze di brillantezza e vicinanza dei componenti possono causare un aumento del contrasto cromatico visibile, modificare le tonalità dei componenti o addirittura modificarne completamente il colore. E anche osservare la stessa coppia attraverso telescopi diversi può cambiare in modo significativo il quadro già familiare e preparare sorprese.

Non è necessario ricordarvi che quando osservate e fotografate le stelle doppie, dovreste sforzarvi di utilizzare un telescopio della massima qualità, perché le osservazioni vanno effettuate con ingrandimenti massimi, come 1,50 e anche più (gli apocromatici permettono di aumentare l'ingrandimento fino a 2 e anche 30). Naturalmente, l’attenzione all’oculare non dovrebbe essere inferiore a quella rivolta al telescopio stesso; vale la pena ricordare la vecchia verità: “Un buon telescopio con un cattivo oculare è un cattivo telescopio”.

In questa foto da " Enciclopedia dell'astronomia Larousse"I colori delle stelle sono notevolmente migliorati, più di quanto appaiono nei telescopi. Tuttavia, il contrasto nelle coppie visive a volte può essere altrettanto impressionante, soprattutto se osservato attraverso piccoli telescopi. Tutte le stelle sono raffigurate approssimativamente nella stessa scala, il sud è in alto, l'est è a destra. Soltanto ξ Bootes, il cui angolo di posizione è ora di circa 320°, ha osservato un notevole cambiamento nella posizione delle stelle nei quasi 50 anni trascorsi dalla sua pubblicazione.

Osservazione delle stelle doppie



L'argomento dell'osservazione di stelle doppie e multiple è sempre stato in qualche modo delicatamente ignorato nelle pubblicazioni amatoriali nazionali, e anche nei libri precedentemente pubblicati sull'osservazione delle stelle doppie con mezzi amatoriali è improbabile che si trovino informazioni in abbondanza. Ci sono diverse ragioni per questo. Naturalmente, non è più un segreto che le osservazioni amatoriali dei sistemi binari valgano poco da un punto di vista scientifico e che i professionisti abbiano scoperto la maggior parte di queste stelle, e quelle che non sono state ancora scoperte o studiate sono altrettanto inaccessibili ai normali dilettanti come il volo di quest'ultimo su Marte. La precisione delle misurazioni amatoriali è significativamente inferiore a quella degli astronomi che lavorano con strumenti grandi e precisi, che determinano le caratteristiche delle coppie di stelle, a volte anche oltre i limiti della visibilità, utilizzando solo apparati matematici per descrivere tali sistemi. Tutte queste ragioni non possono giustificare un atteggiamento così superficiale nei confronti di questi oggetti. La mia posizione si basa sul semplice fatto che la maggior parte degli astrofili, per un certo periodo di tempo, sono necessariamente impegnati nelle più semplici osservazioni di stelle doppie. Gli obiettivi che perseguono possono essere diversi: dal test della qualità dell'ottica, all'interesse sportivo, a compiti più seri come osservare con i propri occhi i cambiamenti nei sistemi stellari distanti per diversi anni. Un altro modo in cui l’osservazione può essere preziosa è la formazione dell’osservatore. Studiando costantemente le stelle doppie, l'osservatore può mantenersi in buona forma, il che può successivamente aiutare nell'osservazione di altri oggetti e aumentare la capacità di notare dettagli sempre più piccoli. Un esempio è la storia in cui uno dei miei colleghi, dopo aver trascorso diversi giorni liberi, ha provato a risolvere una coppia di stelle a 1" utilizzando un riflettore da 110 mm e, alla fine, ha ottenuto un risultato in cui, a mia volta, ho dovuto dare con un 150 mm più grande Forse tutti questi obiettivi non sono gli obiettivi primari dei dilettanti, ma, tuttavia, tali osservazioni vengono effettuate, di regola, periodicamente, e quindi questo argomento necessita di ulteriore divulgazione e di un certo ordinamento del materiale noto precedentemente raccolto.

Guardando un buon atlante stellare amatoriale, probabilmente noterai che gran parte delle stelle nel cielo hanno il proprio satellite o addirittura un intero gruppo di stelle satellite che, obbedendo alle leggi della meccanica celeste, compiono il loro divertente movimento attorno un centro di massa comune per diverse centinaia, migliaia o addirittura centinaia di migliaia di anni. Non appena hanno un telescopio a loro disposizione, molti lo puntano immediatamente verso un noto bellissimo sistema doppio o multiplo, e talvolta un'osservazione così semplice e senza complicazioni determina l'atteggiamento di una persona nei confronti dell'astronomia in futuro, forma un'immagine del suo personale atteggiamento nei confronti della percezione dell’universo nel suo complesso. Ricordo con emozione la mia prima esperienza di tali osservazioni e penso che anche tu troverai qualcosa da raccontare a riguardo, ma quella prima volta, quando nella lontana infanzia ricevetti in dono un telescopio da 65 mm, uno dei miei primi oggetti, che Ho preso dal libro Dagaev "Osservazioni del cielo stellato", c'era un bellissimo doppio sistema Albireo. Quando muovi il tuo piccolo telescopio attraverso il cielo e lì, nel cerchio delineato del campo visivo, fluttuano centinaia e centinaia di stelle della Via Lattea, e poi appare una bellissima coppia di stelle, che risalta in un tale contrasto relativo al resto della massa principale che tutte quelle parole che si formavano nella tua mente per cantare la magnificenza delle bellezze del cielo scompaiono all'improvviso, lasciandoti solo scioccato, dalla consapevolezza che la grandiosità e la bellezza dello spazio freddo sono molto più elevate di quelle parole banali che hai quasi pronunciato. Questo non viene certamente dimenticato, anche a distanza di molti anni.
Telescopio e osservatore
Per rivelare le basi dell'osservazione di tali stelle, puoi letteralmente usare solo un paio di espressioni generali. Tutto ciò può essere semplicemente descritto come la separazione angolare di due stelle e la misurazione della distanza tra loro per l'era attuale. In effetti, si scopre che tutto è lungi dall'essere così semplice e inequivocabile. Durante l'osservazione, iniziano ad apparire vari tipi di fattori di terze parti che non ti consentono di ottenere il risultato desiderato senza alcuni trucchi. È possibile che tu sappia già dell'esistenza di una definizione come il limite di Davis. Questa è una quantità nota da tempo che limita il limite della capacità di alcuni sistemi ottici di separare due oggetti vicini. Per dirla in altro modo, usando un altro telescopio o cannocchiale, sarai in grado di separare (risolvere) due oggetti più vicini, oppure questi oggetti si fonderanno in uno solo, e non sarai in grado di risolvere questa coppia di stelle, che cioè vedrai solo una stella invece di due. Questa formula empirica di Davis per un rifrattore è definita come:
R = 120" / P (F.1)
dove R è la distanza angolare minima risolvibile tra due stelle in secondi d'arco, D è il diametro del telescopio in millimetri. Dalla tabella sottostante (Tab.1) si vede chiaramente come questo valore cambia al crescere dell'apertura di ingresso del telescopio. Tuttavia, in realtà, questo valore può variare notevolmente tra due telescopi, anche con lo stesso diametro della lente. Ciò può dipendere dal tipo di sistema ottico, dalla qualità di produzione delle ottiche e, ovviamente, dallo stato dell'atmosfera.

Cosa devi avere per iniziare ad osservare. La cosa più importante, ovviamente, è il telescopio. Va notato che molti dilettanti interpretano erroneamente la formula di Davis, ritenendo che solo essa determini la possibilità di risolvere una doppia coppia chiusa. Non è corretto. Diversi anni fa incontrai un astrofilo che si lamentava del fatto che ormai da diverse stagioni non era riuscito a separare con un telescopio da 2,5 pollici una coppia di stelle distanti solo 3 secondi d'arco. In effetti, si è scoperto che ha provato a farlo utilizzando un ingrandimento basso di 25x, sostenendo che con tale ingrandimento aveva una visibilità migliore. Certo, su una cosa aveva ragione, un aumento minore riduce significativamente gli effetti dannosi delle correnti d'aria nell'atmosfera, ma l'errore principale è stato quello di non aver tenuto conto di un altro parametro che influisce sulla riuscita della separazione di una coppia affiatata. . Sto parlando di un valore noto come "ingrandimento della risoluzione".
P = 0,5 * D (F.2)
Non ho visto la formula per calcolare questa quantità così spesso in altri articoli e libri come nella descrizione del limite di Davis, motivo per cui le persone hanno un'idea così sbagliata sulla capacità di risolvere una coppia stretta con un ingrandimento minimo. È vero, dobbiamo capire chiaramente che questa formula dà un aumento quando è già possibile osservare il modello di diffrazione delle stelle e, di conseguenza, il secondo componente più vicino. Ancora una volta sottolineo la parola osservare. Poiché per effettuare le misurazioni, il valore di tale ingrandimento deve essere moltiplicato per almeno 4 volte, se le condizioni atmosferiche lo consentono.
Qualche parola sulla figura di diffrazione. Se osservate una stella relativamente luminosa attraverso un telescopio al massimo ingrandimento possibile, noterete che la stella non appare come un punto, come dovrebbe essere in teoria quando si osserva un oggetto molto distante, ma come un piccolo cerchio circondato da diversi anelli (i cosiddetti anelli di diffrazione). È chiaro che il numero e la luminosità di tali anelli influiscono direttamente sulla facilità con cui è possibile separare una coppia stretta. Può succedere che la componente debole venga semplicemente dissolta nello schema di diffrazione e non sarà possibile distinguerla sullo sfondo di anelli luminosi e densi. La loro intensità dipende direttamente sia dalla qualità dell'ottica che dal coefficiente di schermatura dello specchio secondario nel caso di utilizzo di un riflettore o di un sistema catadiottrico. Il secondo valore, ovviamente, non apporta modifiche serie alla possibilità di risolvere una determinata coppia in generale, ma con l'aumentare dello screening diminuisce il contrasto della componente debole rispetto allo sfondo.

Oltre al telescopio vi serviranno ovviamente anche degli strumenti di misura. Se non misurerai la posizione dei componenti l'uno rispetto all'altro, in generale puoi farne a meno. Diciamo che potresti essere abbastanza soddisfatto del fatto stesso che sei riuscito a risolvere le stelle vicine con il tuo strumento e ad assicurarti che la stabilità dell'atmosfera oggi sia adeguata o che il tuo telescopio dia buoni risultati, e non hai ancora perso le tue precedenti capacità e destrezza. Per scopi più profondi e seri è necessario utilizzare un micrometro e una scala graduata. A volte questi due dispositivi possono essere trovati in un oculare speciale, nel fuoco del quale è installata una lastra di vetro con linee sottili. Normalmente i contrassegni vengono applicati a determinate distanze utilizzando un laser in fabbrica. Nelle vicinanze è mostrata una vista di uno di questi oculari prodotti industrialmente. Non solo vengono tracciati dei segni ogni 0,01 micron, ma lungo il bordo del campo visivo è anche segnata una scala oraria per determinare l'angolo di posizione.


Tali oculari sono piuttosto costosi e spesso è necessario ricorrere ad altri dispositivi, solitamente fatti in casa. È possibile progettare e costruire un micrometro a filo fatto in casa per un periodo di tempo. L'essenza del suo design è che uno dei due fili molto sottili può muoversi rispetto all'altro se l'anello con le divisioni applicate su di esso ruota. Attraverso appositi ingranaggi è possibile garantire che una rotazione completa di tale anello dia una leggerissima variazione della distanza tra i fili. Naturalmente, un tale dispositivo richiederà una calibrazione molto lunga fino a quando non verrà trovato il valore esatto di una divisione di tale dispositivo. Ma è disponibile in produzione. Questi dispositivi, sia l'oculare che il micrometro, richiedono uno sforzo aggiuntivo da parte dell'osservatore per il normale funzionamento. Entrambi funzionano secondo il principio della misurazione delle distanze lineari. Di conseguenza, esiste la necessità di collegare insieme due misure (lineare e angolare). Questo può essere fatto in due modi, determinando empiricamente dalle osservazioni il valore di una divisione di entrambi i dispositivi, o calcolando teoricamente. Il secondo metodo non può essere consigliato, poiché si basa su dati esatti sulla lunghezza focale degli elementi ottici del telescopio, ma se questo è noto con sufficiente precisione, allora le misure angolari e lineari possono essere messe in relazione dalla relazione:
A = 206265" / F (F.3)
Questo ci dà la grandezza angolare di un oggetto situato nel fuoco principale di un telescopio (F) e una dimensione di 1 mm.. Per dirla semplicemente, un millimetro nel fuoco principale di un telescopio da 2000 mm sarà equivalente a 1,72 minuti d'arco . Il primo metodo risulta spesso più accurato, ma richiede molto tempo. Posiziona qualsiasi tipo di strumento di misura sul telescopio e osserva una stella di cui conosci le coordinate. Ferma il meccanismo dell'orologio del telescopio e nota il tempo impiegato dalla stella per viaggiare da una divisione all'altra. Si fa la media dei diversi risultati ottenuti e si calcola la distanza angolare corrispondente alla posizione dei due segni utilizzando la formula:
A = 15 * t * COS(D) (F.4)
Effettuare misurazioni
Come già notato, i compiti posti all'osservatore delle stelle doppie si riducono a due cose semplici: separazione in componenti e misurazione. Se tutto quanto descritto in precedenza serve per aiutare a risolvere il primo compito, determinare la possibilità di eseguirlo e contiene una certa quantità di materiale teorico, allora questa parte discute le questioni direttamente correlate al processo di misurazione di una coppia stellare. Per risolvere questo problema, devi solo misurare un paio di quantità.
Angolo di posizione


Questa quantità viene utilizzata per descrivere la direzione di un oggetto rispetto a un altro o per un posizionamento sicuro sulla sfera celeste. Nel nostro caso si tratta di determinare la posizione della seconda componente (più debole) rispetto a quella più luminosa. In astronomia, l'angolo di posizione viene misurato da un punto che punta verso nord (0°) e poi verso est (90°), sud (180°) e ovest (270°). Due stelle con la stessa ascensione retta hanno un angolo di posizione di 0° o 180°. Se hanno la stessa declinazione, l'angolo sarà 90° o 270°. Il valore esatto dipenderà dalla posizione di queste stelle l'una rispetto all'altra (che è a destra, che è più alta e così via) e da quale di queste stelle viene scelta come punto di riferimento. Nel caso delle stelle doppie questo punto è sempre considerato la componente più luminosa. Prima di misurare l'angolo di posizione è necessario orientare correttamente la scala di misurazione secondo le direzioni cardinali. Diamo un'occhiata a come ciò dovrebbe accadere quando si utilizza un oculare micrometrico. Posizionando la stella al centro del campo visivo e spegnendo il meccanismo dell'orologio, costringiamo la stella a spostarsi nel campo visivo del telescopio da est a ovest. Il punto in cui la stella andrà oltre i confini del campo visivo è il punto di direzione verso ovest. Se l'oculare ha una scala angolare al bordo del campo visivo, allora ruotando l'oculare è necessario impostare il valore di 270 gradi nel punto in cui la stella esce dal campo visivo. Puoi verificare la corretta installazione spostando il telescopio in modo che la stella inizi ad apparire appena oltre la linea di vista. Questo punto dovrebbe coincidere con il segno dei 90 gradi e la stella, durante il suo movimento, dovrebbe oltrepassare il punto centrale e iniziare a lasciare il campo visivo esattamente al segno dei 270 gradi. Dopo questa procedura resta da occuparsi dell'orientamento dell'asse nord-sud. È necessario però ricordare che un telescopio può produrre sia un'immagine telescopica (nel caso di un'immagine completamente invertita lungo due assi) sia un'immagine invertita lungo un solo asse (nel caso di utilizzo di un prisma zenitale o di uno specchio deflettore ). Se ora ci concentriamo sulla coppia di stelle che ci interessa, ponendo quindi la stella principale al centro, è sufficiente leggere l'angolo della seconda componente. Naturalmente è meglio eseguire tali misurazioni con il massimo ingrandimento possibile.
Misurare gli angoli


In verità, la parte più difficile del lavoro è già stata fatta, come descritto nella sezione precedente. Resta solo da prendere i risultati della misurazione dell'angolo tra le stelle su scala micrometrica. Non ci sono trucchi speciali qui e i metodi per ottenere il risultato dipendono dal tipo specifico di micrometro, ma rivelerò i principi generali accettati usando l'esempio di un micrometro a filo fatto in casa. Punta una stella luminosa sul primo segno del filo in un micrometro. Successivamente, ruotando l'anello contrassegnato, allineare il secondo componente della coppia di stelle e la seconda linea del dispositivo. A questo punto, è necessario ricordare le letture del micrometro per ulteriori operazioni. Ora, ruotando il micrometro di 180 gradi e utilizzando il preciso meccanismo di movimento del telescopio, allinea nuovamente la prima linea del micrometro con la stella principale. Il secondo segno del dispositivo dovrebbe quindi essere lontano dalla seconda stella. Dopo aver ruotato il disco del micrometro in modo che il secondo segno coincida con la seconda stella e, prendendo un nuovo valore dalla scala, sottrai da esso il vecchio valore del dispositivo per ottenere il doppio dell'angolo. Può sembrare incomprensibile il motivo per cui è stata eseguita una procedura così complessa quando avrebbe potuto essere più semplice rilevando le letture dalla scala senza girare il micrometro. Questo è sicuramente più semplice, ma in questo caso la precisione della misurazione sarà leggermente peggiore rispetto al caso di utilizzo della tecnica del doppio angolo sopra descritta. Inoltre, la marcatura dello zero su un micrometro fatto in casa può avere una precisione alquanto dubbia e si scopre che non stiamo lavorando con un valore zero. Naturalmente, per ottenere risultati relativamente affidabili, dobbiamo ripetere più volte il processo di misurazione dell'angolo per ottenere un risultato medio da numerose osservazioni.
Altre tecniche di misurazione
I principi sopra delineati per la misurazione della distanza e dell'angolo di posizione di una coppia vicina sono essenzialmente metodi classici, il cui utilizzo si può trovare anche in altri rami dell'astronomia, ad esempio nella selenografia. Ma spesso i dilettanti non hanno accesso a un micrometro preciso e devono accontentarsi di altri mezzi disponibili. Diciamo che se hai un oculare con un mirino, con esso puoi effettuare semplici misurazioni angolari. Per una coppia di stelle molto vicine non funzionerà in modo abbastanza accurato, ma per quelle più larghe si può sfruttare il fatto che una stella con declinazione d al secondo di tempo, in base alla formula F.4, percorre un percorso di 15 * Cos(d ) secondi d'arco. Approfittando di questo fatto, è possibile rilevare il periodo di tempo in cui entrambi i componenti intersecano la stessa linea dell'oculare. Se l'angolo di posizione di una tale coppia di stelle è di 90 o 270 gradi, allora sei fortunato e non è necessario eseguire ulteriori azioni di calcolo, basta ripetere l'intero processo di misurazione più volte. Altrimenti, devi utilizzare metodi astuti per determinare l'angolo di posizione e quindi, utilizzando equazioni trigonometriche per trovare i lati di un triangolo, calcolare la distanza tra le stelle, che dovrebbe essere il valore:
R = t * 15 * Cos(d) / Sin(PA) (F.5)
dove PA è l'angolo di posizione del secondo componente. Se si effettuano misurazioni in questo modo più di quattro o cinque volte e si ha una precisione di misurazione del tempo (t) non inferiore a 0,1 secondi, quindi utilizzando un oculare con il massimo ingrandimento possibile, è ragionevole aspettarsi di ottenere una precisione di misurazione di fino a 0,5 secondi d'arco o anche migliore. Inutile dire che il mirino nell'oculare deve essere posizionato esattamente a 90 gradi ed essere orientato secondo le diverse direzioni cardinali e che per angoli di posizione vicini a 0 e 180 gradi la tecnica di misurazione deve essere leggermente modificata. In questo caso è meglio deviare leggermente il mirino di 45 gradi, rispetto al meridiano, e utilizzare il seguente metodo: notando due momenti in cui entrambe le componenti intersecano una delle linee del mirino, otteniamo i tempi t1 e t2 in secondi . Durante il tempo t (t=t2-t1) la stella percorre un percorso di X secondi d'arco:
X = t * 15 * Cos(delta) (F.6)
Ora, conoscendo l'angolo di posizione e l'orientamento generale della linea di misurazione del mirino nell'oculare, possiamo integrare l'espressione precedente con una seconda:
X = R * | Cos(PA) + Sin(PA) | (per orientamento SE-NO) (F.7)
X = R * | Cos(PA) - Sin(PA) | (per l'orientamento lungo la linea NE-SW)
È possibile posizionare una componente molto distante nel campo visivo in modo tale che non entri nel campo visivo dell'oculare, trovandosi proprio al suo bordo. In questo caso, conoscendo anche l'angolo di posizione, il tempo di passaggio di un'altra stella attraverso il campo visivo e questo valore stesso, è possibile iniziare i calcoli basati sul calcolo della lunghezza della corda in un cerchio con un certo raggio. Puoi provare a determinare l'angolo di posizione utilizzando altre stelle nel campo visivo, le cui coordinate sono note in anticipo. Misurando le distanze tra loro con un micrometro o un cronometro, utilizzando la tecnica sopra descritta, puoi provare a trovare i valori mancanti. Naturalmente non fornirò qui le formule stesse. La loro descrizione potrebbe occupare una parte significativa di questo articolo, soprattutto perché si possono trovare nei libri di testo di geometria. La verità è un po' più complicata dal fatto che idealmente dovrai risolvere i problemi con triangoli sferici, e questo non è la stessa cosa che con i triangoli su un piano. Ma se usi metodi di misurazione così complicati, nel caso delle stelle binarie, quando i componenti si trovano uno vicino all'altro, puoi semplificare il tuo compito dimenticando del tutto la trigonometria sferica. L'accuratezza di tali risultati (già imprecisi) non può essere influenzata in modo significativo da ciò. Il modo migliore per misurare l'angolo di posizione è utilizzare un goniometro, come quello usato nelle scuole, e adattarlo per l'uso con un oculare. Sarà abbastanza accurato e, soprattutto, molto accessibile.
Tra i metodi di misurazione semplici se ne può citare un altro, piuttosto originale, basato sull'utilizzo della natura della diffrazione. Se metti un reticolo appositamente realizzato (alternando strisce parallele di un'apertura aperta e una schermata) sull'apertura d'ingresso del tuo telescopio, quando guardi l'immagine risultante attraverso il telescopio, troverai una serie di "satelliti" più deboli attorno alle stelle visibili. La distanza angolare tra la stella “principale” e la gemella “più vicina” sarà pari a:
P = 206265 * lambda / N (F.8)
Qui P è la distanza angolare tra l'immagine doppia e quella principale, N è la somma della larghezza delle sezioni aperta e schermata del dispositivo descritto e lambda è la lunghezza d'onda della luce (560 nm è la massima sensibilità dell'occhio). Se ora misurate i tre angoli utilizzando il tipo di misuratore di angoli di posizione a vostra disposizione, potete basarvi sulla formula e calcolare la distanza angolare tra i componenti, in base al fenomeno sopra descritto e agli angoli di posizione:
R = P * Peccato | PA1 - PA | / Peccato | PA2-PA | (F.10)
Il valore di P è stato descritto sopra, e gli angoli PA, PA1 e PA2 sono definiti come: PA è l'angolo di posizione della seconda componente del sistema rispetto all'immagine principale della stella principale; PA1 - angolo di posizione dell'immagine principale della stella principale, rispetto all'immagine secondaria della stella principale più 180 gradi; PA2 è l'angolo di posizione dell'immagine principale della seconda componente, rispetto all'immagine secondaria della stella principale. Come principale svantaggio, va notato che quando si utilizza questo metodo si osservano grandi perdite di luminosità delle stelle (più di 1,5-2,0 m) e funziona bene solo su coppie luminose con una piccola differenza di luminosità.
D'altra parte, i metodi moderni in astronomia hanno permesso di fare un passo avanti nell'osservazione delle binarie. La fotografia e l'astronomia CCD ci consentono di dare uno sguardo nuovo al processo di ottenimento dei risultati. Sia con un'immagine CCD che con una fotografia, esiste un metodo per misurare il numero di pixel, o la distanza lineare, tra una coppia di stelle. Dopo aver calibrato l'immagine, calcolando la magnitudine di un'unità in base ad altre stelle di cui si conoscono in anticipo le coordinate, si calcolano i valori desiderati. L'uso del CCD è decisamente preferibile. In questo caso la precisione della misurazione può essere di un ordine di grandezza superiore rispetto al metodo visivo o fotografico. Il CCD ad alta risoluzione può registrare coppie molto vicine e la successiva elaborazione con vari programmi di astrometria non solo facilita l'intero processo, ma fornisce anche una precisione estremamente elevata fino a diversi decimi, o addirittura centesimi, di frazioni di secondo d'arco.

> Stelle doppie

– caratteristiche dell'osservazione: cos'è con foto e video, rilevamento, classificazione, multipli e variabili, come e dove guardare nell'Orsa Maggiore.

Le stelle nel cielo formano spesso ammassi, che possono essere densi o, al contrario, sparsi. Ma a volte nascono connessioni più forti tra le stelle. E poi è consuetudine parlare di doppi sistemi o stelle doppie. Sono anche detti multipli. In tali sistemi, le stelle si influenzano direttamente a vicenda e si evolvono sempre insieme. Esempi di tali stelle (anche con la presenza di variabili) si possono trovare letteralmente nelle costellazioni più famose, ad esempio l'Orsa Maggiore.

Scoperta delle stelle doppie

La scoperta delle stelle doppie fu uno dei primi progressi compiuti utilizzando il binocolo astronomico. Il primo sistema di questo tipo fu la coppia Mizar nella costellazione dell'Orsa Maggiore, scoperta dall'astronomo italiano Riccoli. Poiché nell'Universo esiste un numero incredibile di stelle, gli scienziati hanno deciso che Mizar non poteva essere l'unico sistema binario. E la loro ipotesi si è rivelata completamente giustificata dalle osservazioni future.

Nel 1804, William Herschel, un famoso astronomo che faceva osservazioni scientifiche da 24 anni, pubblicò un catalogo che dettagliava 700 stelle doppie. Ma anche allora non c'erano informazioni sull'esistenza di una connessione fisica tra le stelle in un tale sistema.

Un piccolo componente "aspira" il gas da una grande stella

Alcuni scienziati ritengono che le stelle doppie dipendano da un'associazione stellare comune. Il loro argomento era la brillantezza eterogenea dei componenti della coppia. Pertanto, sembrava che fossero separati da una distanza significativa. Per confermare o confutare questa ipotesi erano necessarie misurazioni dello spostamento parallattico delle stelle. Herschel intraprese questa missione e, con sua sorpresa, scoprì quanto segue: la traiettoria di ciascuna stella ha una forma ellissoidale complessa e non la comparsa di oscillazioni simmetriche con un periodo di sei mesi. Nel video potete osservare l'evoluzione delle stelle doppie.

Questo video mostra l'evoluzione di una coppia binaria stretta di stelle:

È possibile modificare i sottotitoli facendo clic sul pulsante "cc".

Secondo le leggi fisiche della meccanica celeste, due corpi collegati dalla gravità si muovono lungo un'orbita ellittica. I risultati della ricerca di Herschel sono diventati la prova del presupposto che esiste una connessione di forza gravitazionale nei sistemi binari.

Classificazione delle stelle doppie

Le stelle binarie sono solitamente raggruppate nei seguenti tipi: binarie spettrali, binarie fotometriche e binarie visive. Questa classificazione dà un'idea della classificazione stellare, ma non riflette la struttura interna.

Usando un telescopio, puoi facilmente determinare la dualità delle stelle doppie visive. Oggi ci sono prove dell'esistenza di 70.000 stelle binarie visive. Inoltre, solo l'1% di essi ha sicuramente una propria orbita. Un periodo orbitale può durare da diversi decenni a diversi secoli. A sua volta, costruire un percorso orbitale richiede uno sforzo considerevole, pazienza, calcoli precisi e osservazioni a lungo termine in un osservatorio.

Spesso la comunità scientifica dispone di informazioni solo su alcuni frammenti del movimento orbitale e ricostruisce i tratti mancanti del percorso utilizzando un metodo deduttivo. Non dimenticare che il piano orbitale può essere inclinato rispetto alla linea di vista. In questo caso l'orbita apparente è notevolmente diversa da quella reale. Naturalmente, con un'elevata precisione dei calcoli, è possibile calcolare l'orbita reale dei sistemi binari. Per fare ciò vengono applicate la prima e la seconda legge di Keplero.

Mizar e Alcor. Mizar è una stella doppia. A destra c'è il satellite Alcor. C'è solo un anno luce tra loro

Una volta determinata l'orbita reale, gli scienziati possono calcolare la distanza angolare tra le stelle binarie, la loro massa e il loro periodo di rotazione. Spesso a questo scopo viene utilizzata la terza legge di Keplero, che aiuta a trovare la somma delle masse dei componenti della coppia. Ma per fare questo è necessario conoscere la distanza tra la Terra e la stella doppia.

Stelle fotometriche doppie

La duplice natura di tali stelle può essere appresa solo dalle fluttuazioni periodiche della luminosità. Mentre si muovono, le stelle di questo tipo si bloccano a vicenda, motivo per cui vengono spesso chiamate binarie a eclisse. I piani orbitali di queste stelle sono vicini alla direzione della linea di vista. Più piccola è l'area dell'eclissi, minore è la luminosità della stella. Studiando la curva della luce, il ricercatore può calcolare l'angolo di inclinazione del piano orbitale. Quando vengono registrate due eclissi, ci saranno due minimi (diminuzioni) nella curva di luce. Il periodo in cui si osservano 3 minimi successivi nella curva di luce è chiamato periodo orbitale.

Il periodo delle stelle doppie dura da un paio d'ore a diversi giorni, il che lo rende più breve rispetto al periodo delle stelle doppie visive (stelle doppie ottiche).

Stelle doppie spettrali

Attraverso il metodo della spettroscopia, i ricercatori registrano il processo di divisione delle linee spettrali, che si verifica a causa dell'effetto Doppler. Se un componente è una stella debole, nel cielo si possono osservare solo fluttuazioni periodiche nelle posizioni delle singole linee. Questo metodo viene utilizzato solo quando i componenti del sistema binario si trovano a una distanza minima e la loro identificazione tramite telescopio è complicata.

Le stelle binarie che possono essere studiate attraverso l'effetto Doppler e uno spettroscopio sono chiamate spettralmente duali. Tuttavia, non tutte le stelle doppie hanno un carattere spettrale. Entrambi i componenti del sistema possono avvicinarsi e allontanarsi l'uno dall'altro in direzione radiale.

Secondo i risultati della ricerca astronomica, la maggior parte delle stelle doppie si trovano nella galassia della Via Lattea. Il rapporto percentuale tra stelle singole e doppie è estremamente difficile da calcolare. Operando per sottrazione, è possibile sottrarre il numero di stelle doppie conosciute dalla popolazione stellare totale. In questo caso diventa chiaro che le stelle binarie sono in minoranza. Tuttavia, questo metodo non può essere definito molto accurato. Gli astronomi hanno familiarità con il termine “effetto di selezione”. Per fissare la binarietà delle stelle è necessario determinarne le caratteristiche principali. A questo scopo saranno utili attrezzature speciali. In alcuni casi è estremamente difficile individuare le stelle doppie. Pertanto, visivamente, le stelle doppie spesso non vengono visualizzate a una distanza significativa dall'astronomo. A volte è impossibile determinare la distanza angolare tra le stelle in una coppia. Per rilevare binarie spettroscopiche o stelle fotometriche, è necessario misurare attentamente le lunghezze d'onda nelle linee spettrali e raccogliere le modulazioni dei flussi luminosi. In questo caso, la brillantezza delle stelle dovrebbe essere piuttosto forte.

Tutto ciò riduce drasticamente il numero di stelle adatte allo studio.

Secondo gli sviluppi teorici, la percentuale di stelle doppie nella popolazione stellare varia dal 30% al 70%.

Problema peso in eccesso si fa sentire non solo d'estate in spiaggia. Ogni giorno, guardandoti allo specchio, devi osservare con tristezza il doppio mento, le guance e i contorni sfocati. Fortunatamente, tutto questo può essere mascherato se padroneggi il trucco per un viso completo con tutte le sue sfumature.

Peculiarità

Per le ragazze carnose, i truccatori offrono il trucco, il cui compito principale è allungare il viso e renderlo visivamente più sottile. Per risolvere questo problema si utilizzano tecniche come il contouring (per rendere più netti i contorni) e l'ombreggiatura verticale.

Tono e sollievo

  1. Senza un fondotinta che modelli i contorni e li allunghi visivamente, il trucco è impossibile.
  2. Un fondotinta leggero (primer) evidenzia l'ovale, uno più scuro - tutto il resto (non dimenticare il collo e il décolleté).
  3. I correttori dovrebbero essere opachi e dalla consistenza densa.
  4. È importante mettere in risalto gli occhi, quindi assicurati di coprire le occhiaie sottostanti con il correttore.
  5. La polvere è compatta e non lucida.
  6. Applicare il fard con un pennello morbido, muovendosi dall'alto verso il basso. Tonalità ideali: beige, bronzo.

Occhi e sopracciglia

  1. Dai la preferenza al mascara allungante.
  2. Limita le ombre perlescenti.
  3. Ombreggiare attentamente tutte le transizioni di tonalità.
  4. Gli angoli interni devono essere schiariti, gli angoli esterni devono essere oscurati.
  5. Tutte le linee dovrebbero essere dirette verso l'alto.
  6. È meglio ombreggiare le estremità.
  7. Le sopracciglia non dovrebbero essere né troppo sottili né troppo larghe. La curvatura è moderata.

Labbra

  1. Non è necessario aggiungere volume extra alle tue labbra.
  2. È escluso anche il contouring delle labbra.
  3. Le ragazze possono usare glitter discreti.
  4. Dopo i 35 anni è meglio dare la preferenza al rossetto opaco: corallo o rosa.

Se hai la faccia piena, non preoccuparti. Di solito le ragazze con questo difetto hanno occhi molto belli, pelle liscia e chiara e senza rughe. Cerca di evidenziare i tuoi punti di forza e maschera il più possibile i tuoi lineamenti sbiaditi con un trucco sapiente.

Abbina il colore degli occhi

In questo tipo di trucco è necessario tenere conto del colore degli occhi, poiché si consiglia di concentrarsi su di essi.

Per gli occhi verdi

  1. Per evidenziare gli occhi verdi su un viso completo, avrai bisogno di ombretti in tonalità come turchese, verde, giallo e blu.
  2. A differenza del trucco per le bellezze dagli occhi azzurri, ciò richiederà una tecnica multistrato. Quindi non aver paura di applicare più strati di ombra.
  3. La cosa principale è ricordarsi di ombreggiare tutto accuratamente. Un viso pieno non tollera i contrasti.
  4. Scegli il colore dell'eyeliner per abbinarlo alle ombre: dovrebbe essere un po' più ricco.
  5. Sollevare le frecce verso l'alto in modo che le linee orizzontali non rendano il viso ancora più pieno.
  6. Per il trucco da giorno, usa il mascara blu o verde. Per abiti festivi e da sera: nero o marrone.
  7. Per rendere le tue labbra più prominenti, prendi un rossetto o un gloss con riflessi. La tonalità consigliata è il ciliegia brillante o il corallo.

Per le persone con gli occhi azzurri

  1. Palette di ombretti consigliata: argento, rosa, oro, perla, viola, lilla, verde acqua, turchese. Se lo fai, puoi prendere il nero e il marrone.
  2. Per gli occhi azzurri è necessario utilizzare le tecniche più semplici. È escluso il multistrato. Quindi le ombre possono essere applicate in 1-2 strati, ma non di più.
  3. È lo stesso con il mascara. Non esagerare: sarà sufficiente 1 applicazione. Colori consigliati: grigio, marrone (per il giorno), nero (per la sera).
  4. Rossetto e lucidalabbra possono avere una tonalità rosa, ma tenendo conto dell'età. Dopo i 35 è meglio usare la crema o il bordeaux. La cosa principale è senza umidità e volume.
  5. I truccatori suggeriscono di utilizzare queste stesse soluzioni di colore per le ragazze dagli occhi grigi.

Per le persone dagli occhi castani

  1. Il trucco per un viso completo con occhi marroni inizia con la giusta selezione. Scegli le tonalità beige o albicocca: allungano visivamente i tuoi lineamenti.
  2. Per aggiungere definizione agli zigomi, applica su di essi un fard rosa-lilla. Togliete quelli di terracotta: li renderanno piatti.
  3. La tavolozza delle ombre dovrebbe aprirti gli occhi. I colori nella tua tavolozza sono blu, viola, bronzo, oro, castagna, beige, miele, rosa.
  4. Il rivestimento può essere blu, dorato, viola, castano, nero, per abbinarsi al colore delle ombre. È meglio ruotare le frecce verso l'alto.
  5. Per le ciglia avrai bisogno di un mascara allungante in nero, blu, marrone o viola.
  6. La forma delle sopracciglia deve essere corretta. Evita le linee orizzontali dritte e le curve provocanti troppo pronunciate.
  7. Rossetto e lucidalabbra possono essere nei seguenti colori: ciliegia matura, nude caldo, rosa neon, corallo.

La scelta della combinazione di colori per il trucco può dipendere anche dal colore dei capelli. Ma sono gli occhi a giocare un ruolo decisivo in questa materia.

Istruzioni passo passo

Diverse opzioni di trucco per le donne obese consentono loro di sentirsi attraenti e belle sia nella vita di tutti i giorni che in vacanza. Il basic (e) deve essere padroneggiato.

Giorno

  1. Per allungare un viso completo, utilizzare un fondotinta liquido senza silicone. Presta particolare attenzione a mascherare le ali del naso e i lati delle guance.
  2. Per uniformare il tono, è meglio prendere una polvere opaca.
  3. Per rendere i contorni del viso più chiari e prominenti, è necessario scurirli e schiarire il più possibile la parte centrale (naso, fronte, mento). Per fare questo, puoi lavorare con il correttore direttamente sopra la polvere.
  4. Puoi applicare il fard color sabbia sugli zigomi.
  5. Le palpebre superiori sono dipinte in 1 strato con madreperla. Il colore argento è migliore.
  6. Frecce sottilissime lungo le palpebre superiori sono disegnate in antracite e curvate verso l'alto.
  7. Non lavoriamo con la parte inferiore degli occhi durante il trucco diurno.
  8. Apriamo gli occhi con il mascara allungante grigio in 1 strato.
  9. Per le labbra, prendi un gloss lucido in una tonalità naturale.

Sera

  1. Il correttore rosa ti consente di delineare il contorno del tuo viso.
  2. Per garantire un trucco impeccabile, presta particolare attenzione a mimetizzare la scollatura.
  3. Il fard corallo brillante allungherà gli zigomi.
  4. Gli ombretti cadono sulla palpebra superiore a strati: nero, antracite, smeraldo. L'importante è sfumare bene il tutto per non creare contrasti.
  5. Le palpebre inferiori sono ombreggiate con una sfumatura di asfalto bagnato.
  6. Le frecce nere dovrebbero seguire la forma dell'occhio e collegarsi in alto, conducendo le linee alle tempie.
  7. Gli angoli esterni possono essere evidenziati con una fodera bianca o ombre.
  8. Mascara in 2 strati - allungante nero.
  9. È meglio non usare glitter e brillantini.
  10. Rossetto corallo opaco e gloss trasparente completeranno il tuo trucco da sera.

Se la causa sono i complessi interni, hai solo due modi per risolvere il problema. Il primo è perdere peso. Ma è lungo e richiede notevole forza e pazienza. Il secondo è imparare il trucco corretto per un viso completo, che lo renderà visivamente più sottile. Non trascurare i consigli dei truccatori in una situazione del genere: ti faranno apparire molto meglio.
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