Bērni un vecāki
21.06.2023

Dubultās zvaigznes: aizmirsts prieks. Fotometriskās dubultzvaigznes Dubultās zvaigznes teleskopā

Divkāršo un vairāku zvaigžņu novērošanai vienmēr nav pievērsta liela uzmanība. Pat vecajos laikos, kad bija daudz labas astronomijas literatūras, šī tēma bieži tika izvairīta, un diez vai jūs par to atradīsit daudz informācijas. Iemesls tam var būt šādu novērojumu zemā zinātniskā nozīme. Nav noslēpums, ka dubultzvaigžņu parametru amatieru mērījumu precizitāte, kā likums, ir ievērojami zemāka nekā profesionāliem astronomiem, kuriem ir iespēja strādāt ar lieliem instrumentiem.

Tomēr gandrīz visiem astronomijas cienītājiem ir vismaz kādu laiku īss periods Kopš tā laika viņiem ir bijis pienākums novērot dubultzvaigznes. Viņu izvirzītie mērķi var būt pilnīgi atšķirīgi: no optikas kvalitātes pārbaudes vai tīri sportiskām interesēm līdz patiesi zinātniski nozīmīgu mērījumu veikšanai.


Svarīgi arī atzīmēt, ka, cita starpā, dubultzvaigžņu novērošana ir arī lielisks treniņš astronoma amatieru acīm. Skatoties uz tuviem pāriem, vērotājs attīsta spēju pamanīt visnenozīmīgākās, sīkās attēla detaļas, tādējādi uzturot sevi labā formā, kas nākotnē noteikti atspoguļosies arī citu debess objektu novērojumos. Labs piemērs ir, kad viens no maniem kolēģiem pavadīja vairākas nedēļas nogales, mēģinot atrisināt zvaigžņu pāri ar 1" atstatumu, izmantojot 110 mm atstarotāju, un beidzot izdevās. Savukārt pēc ilgāka pārtraukuma novērojumos nācās padoties priekšā šis pāris ar daudz lielāku instrumentu.

Teleskops un novērotājs

Dubultās zvaigznes novērošanas būtība ir ārkārtīgi vienkārša un sastāv no zvaigžņu pāra sadalīšanas atsevišķos komponentos un to relatīvā stāvokļa un attāluma starp tiem noteikšana. Tomēr praksē viss izrādās nebūt ne tik vienkārši un nepārprotami. Novērojumu laikā sāk parādīties dažāda veida trešo pušu faktori, kas neļauj sasniegt vajadzīgo rezultātu bez kādiem trikiem. Iespējams, jūs jau zināt par tādas lietas kā Deivisa limita esamību. Šī vērtība nosaka kādas optiskās sistēmas spēju atdalīt divus cieši izvietotus punktveida gaismas avotus, citiem vārdiem sakot, tā nosaka jūsu teleskopa izšķirtspēju p. Šī parametra vērtību loka sekundēs var aprēķināt, izmantojot šādu vienkāršu formulu:

ρ = 120"/D


kur D ir teleskopa lēcas diametrs milimetros.

Papildus objektīva diametram teleskopa izšķirtspēja ir atkarīga arī no optiskās sistēmas veida, no optikas kvalitātes un, protams, no atmosfēras stāvokļa un novērotāja prasmēm.

Kas jums ir nepieciešams, lai sāktu novērot? Vissvarīgākais, protams, ir teleskops. Un jo lielāks ir tā objektīva diametrs, jo labāk. Turklāt jums būs nepieciešams okulārs (vai Barlow objektīvs), kas nodrošina lielu palielinājumu. Diemžēl daži amatieri ne vienmēr pareizi izmanto Deivisa likumu, uzskatot, ka tikai tas nosaka iespēju atrisināt ciešu dubultpāri. Pirms vairākiem gadiem satikos ar iesācēju amatieru, kurš sūdzējās, ka vairākas sezonas savā 65 mm teleskopā nespēj atdalīt zvaigžņu pāri, kas atrodas 2 collu attālumā vienu no otras. Izrādījās, ka viņš to mēģina darīt. , izmantojot tikai 25x palielinājumu, apgalvojot, ka pie šāda palielinājuma teleskopam ir labāka redzamība.Protams, viņam bija taisnība, ka mazs palielinājums būtiski samazina gaisa plūsmu kaitīgo ietekmi atmosfērā.Taču viņš neņēma vērā, ka pie tāda ar mazu palielinājumu acs vienkārši nespēj atšķirt divus tuvu esošus gaismas avotus!

Papildus teleskopam jums var būt nepieciešami arī mērinstrumenti. Tomēr, ja jūs nevēlaties izmērīt komponentu pozīcijas viens pret otru, varat iztikt bez tiem. Teiksim, jūs varat būt diezgan apmierināts ar to, ka ar instrumentu izdevās atdalīt tuvumā esošās zvaigznes un pārliecināties, ka atmosfēras stabilitāte šodien ir piemērota vai jūsu teleskops dod labus rezultātus, un jūs vēl neesat zaudējis savas agrākās prasmes. un veiklība.

Nopietnākām problēmām ir nepieciešams izmantot mikrometru, lai izmērītu attālumus starp zvaigznēm, un skalu, lai noteiktu pozīcijas leņķus. Dažkārt šos divus instrumentus var atrast apvienot vienā okulārā, kura fokusā ir uzstādīta stikla plāksne ar uzdrukātiem svariem, kas ļauj veikt atbilstošus mērījumus. Līdzīgus okulārus ražo dažādi ārvalstu uzņēmumi (jo īpaši Meade, Celestron uc), pirms kāda laika tie tika ražoti arī Novosibirskas uzņēmumā Tochpribor.

Mērījumu veikšana

Kā jau teicām, binārās zvaigznes raksturlielumu mērīšana ir saistīta ar tās sastāvdaļu relatīvā stāvokļa un leņķiskā attāluma noteikšanu starp tām.

Pozīcijas leņķis. Astronomijā šo lielumu izmanto, lai aprakstītu viena objekta virzienu attiecībā pret otru, lai nodrošinātu pārliecinošu atrašanās vietu debess sfērā. Divkāršo zvaigžņu gadījumā termins pozīcijas leņķis ietver vājākā komponenta pozīcijas noteikšanu attiecībā pret gaišāko komponentu, kas tiek ņemts par atskaites punktu. Pozīcijas leņķi mēra no ziemeļu virziena (0°) un tālāk uz austrumiem (90°), dienvidiem (180°) un rietumiem (270°). Tādējādi divām zvaigznēm ar vienādu taisno augšupeju ir pozīcijas leņķis 0° vai 180°. Ja tiem ir vienāda deklinācija, leņķis būs 90° vai 270°.

Pirms pozīcijas leņķa mērīšanas ir nepieciešams pareizi orientēt mikrometra okulāra mērīšanas skalu. Novietojot zvaigzni redzes lauka centrā un izslēdzot pulksteņa mehānismu (montāžas polārā ass jānoregulē pret debess polu), mēs piespiedīsim zvaigzni kustēties teleskopa redzes laukā no plkst. austrumiem uz rietumiem. Punkts, kurā zvaigzne pārsniegs redzes lauka robežas, ir virziena punkts uz rietumiem. Ja tagad, griežot okulāru ap savu asi, mēs izlīdzinām zvaigzni ar vērtību 270° mikrometru stundu skalā, tad varam pieņemt, ka esam pabeiguši nepieciešamo iestatījumu. Jūs varat novērtēt paveiktā darba precizitāti, pārvietojot teleskopu tā, lai zvaigzne tikai sāktu parādīties ārpus redzes līnijas. Šim izskata punktam jāsakrīt ar 90° atzīmi stundu skalā, pēc kuras zvaigznei ikdienas kustības gaitā atkal jāšķērso centra punkts un jāatstāj skata lauks pie 270° atzīmes. Ja tas nenotiek, mikrometra orientēšanas procedūra ir jāatkārto.



Ja tagad pavērsiet teleskopu uz jūs interesējošo zvaigžņu pāri un novietosiet galveno zvaigzni redzes lauka centrā, tad garīgi novelkot līniju starp to un otro komponentu, mēs iegūsim nepieciešamo pozīcijas leņķa vērtību. ņemot tās vērtību no mikrometru stundu skalas.

Komponentu atdalīšana. Patiesībā grūtākā darba daļa jau ir paveikta. Viss, kas mums jādara, ir izmērīt attālumu starp zvaigznēm lineārā mikrometru skalā un pēc tam no lineāra mērījuma iegūto rezultātu pārvērst leņķiskā.

Acīmredzot, lai veiktu šādu tulkojumu, mums ir jākalibrē mikrometra skala. Tas tiek darīts šādi: pavērsiet teleskopu uz zvaigzni ar labi zināmām koordinātām. Apturiet teleskopa pulksteņa mehānismu un atzīmējiet laiku, kas nepieciešams, lai zvaigzne pārvietotos no vienas skalas galējās daļas uz otru. Atkārtojiet šo procedūru vairākas reizes. Iegūtie mērījumu rezultāti tiek aprēķināti vidēji un leņķiskais attālums, kas atbilst divu galējo atzīmju stāvoklim okulāra skalā, tiek aprēķināts pēc formulas:

A = 15 x t x cos δ


kur f ir zvaigznes tranzīta laiks, δ ir zvaigznes deklinācija. Pēc tam dalot A vērtību ar skalas iedalījumu skaitu, iegūstam mikrometru iedalījuma vērtību leņķiskā mērā. Zinot šo vērtību, jūs varat viegli aprēķināt leņķisko attālumu starp dubultzvaigznes sastāvdaļām (reizinot skalas iedalījumu skaitu, kas atbilst starp zvaigznēm, ar dalījuma vērtību).

Tuvu pāru novērošana

Pamatojoties uz savu pieredzi, varu teikt, ka zvaigžņu atdalīšana ar attālumu tuvu Deivisa robežai kļūst gandrīz neiespējama, un tas kļūst izteiktāks, jo lielāka ir lieluma atšķirība starp pāra komponentiem. Ideālā gadījumā Deivisa noteikums darbojas, ja zvaigznēm ir vienāds spilgtums.

Aplūkojot relatīvi spožu zvaigzni caur teleskopu ar lielu palielinājumu, jūs ievērosiet, ka zvaigzne neizskatās kā tikai gaismas punkts, bet gan kā mazs disks (Erie disks), ko ieskauj vairāki spilgti gredzeni (tā sauktie difrakcijas gredzeni). ). Ir skaidrs, ka šādu gredzenu skaits un spilgtums tieši ietekmē to, cik viegli jūs varat šķirt tuvu pāri. Ja ir būtiska atšķirība komponentu spilgtumā, var gadīties, ka vājā zvaigzne vienkārši “izšķīst” galvenās zvaigznes difrakcijas shēmā. Ne velti tādas pazīstamas spožas zvaigznes kā Sīriuss un Rigels, kurām ir vāji pavadoņi, mazos teleskopos ir ļoti grūti atdalīt.



Ja komponentu krāsā ir liela atšķirība, dubultā atdalīšanas uzdevums, gluži pretēji, ir nedaudz vienkāršots. Krāsu anomāliju klātbūtne difrakcijas shēmā kļūst pamanāmāka, un novērotāja acs daudz ātrāk pamana vāja satelīta klātbūtni.

Tiek uzskatīts, ka maksimālais lietderīgais palielinājums, ko nodrošina teleskops, ir aptuveni vienāds ar divkāršu objektīva diametru milimetros, un, izmantojot lielāku palielinājumu, nekas netiek sasniegts. Ar dubultzvaigznēm tas tā nav. Ja novērošanas naktī atmosfēra ir mierīga, tad, izmantojot 2x vai pat 4x maksimālo palielinājumu, varat redzēt dažus "traucējumus" difrakcijas shēmā, kas norādīs uz šo "traucējumu" avota klātbūtni. Protams, to var izdarīt tikai ar teleskopu ar labu optiku.

Lai noteiktu palielinājumu, ar kuru var sākt atdalīt tuvu pāri, varat izmantot šādu vienkāršo formulu:

X = 240"/S"


kur S ir leņķiskais attālums starp binārajiem komponentiem loka sekundēs.

Lai atdalītu tuvu zvaigznes, mēs varam arī ieteikt izmantot vienkāršu ierīci, kas pieguļ teleskopa caurulei un pārvērš diafragmas apaļo formu, piemēram, parastā sešstūrī. Šāda apertūra nedaudz maina gaismas enerģijas sadalījumu zvaigznes attēlā: Airija centrālais disks kļūst nedaudz mazāks, un parasto difrakcijas gredzenu vietā tiek novēroti vairāki spilgti pīķa formas uzliesmojumi. Ja pagriežat šādu sprauslu, varat nodrošināt, ka otrā zvaigzne parādās starp diviem blakus esošajiem uzliesmojumiem un tādējādi “ļauj” noteikt tās klātbūtni.

Vērojot dubultzvaigznes- ārkārtīgi interesanta un aizraujoša nodarbe, kurai astronomijas cienītāji pēdējā laikā veltījuši nepelnīti maz uzmanības. Šī ir īpaša, tradicionāla amatieru novērošanas prakses joma, kas vienlaikus apvieno vairākus principus. Tā ir gan zinātniska - vēlme izpētīt objektu, uzlabot mūsu zināšanas par to, gan tehniska - vēlme uzlabot savu teleskopu un pēc tam “izspiest” no tā maksimumu. Šajā nodarbē ir arī kāds sportisks elements – vēlme sasniegt savu spēju maksimumu, savu spēju trenēšana, grūtību pārvarēšana, kas rodas šajā procesā, taču ir arī estētiskais elements – vienkārši skatoties uz šīm neparastajām, nepasaulīgajām bildēm, un starp tūkstošiem un tūkstošiem dubultnieku nav divu identisku, un dažreiz starp tiem ir īsti dabas šedevri, kurus jūs varat apbrīnot bezgalīgi. Protams, nesen pēc īpaši precīzu satelītu palaišanas orbītā, kas mērīja gandrīz visas spožās zvaigznes debesīs un saņēma nebijušu informāciju par dubultzvaigznēm, amatieru zinātniskie mērījumi zaudēja savu aktualitāti, bet visi pārējie motīvi palika...

Turklāt laimīgs ir astronoms, kuram ir paveicies interesēties par novērojumiem. dubultā. Viņam vienmēr ir ar ko nodarboties pilnmēness laikā, naktī ar dūmaku, un, pat ja viņš dzīvo pilsētas centrā, vienmēr atradīsies objekti, kas viņu piesaistīs, aicinot atrast kaut ko jaunu sev vai vienkārši apbrīno vēl vienu skaistu attēlu.

Ik pa laikam novēroja dubultzvaigznes, īpaši tuvas. Gandrīz visi astronomi amatieri. Parasti, lai pārbaudītu viņu teleskopu optiku (un ir grūti atrast labāku testu nekā tuvu dubultā). Protams, neviens neatteiksies apbrīnot tādus slavenus pārus kā Albireo, - γ Cygnus vai - γ Andromeda, bet īpaši medīt skaistus, piemēram, tos, kuriem ir būtiska krāsu atšķirība - daži cilvēki to dara, žēl: šī ir ļoti interesanta un joma, kas sola daudz pārsteigumu. Spīduma atšķirības un komponentu tuvums var palielināt redzamo krāsu kontrastu, mainīt komponentu nokrāsas vai pat pilnībā mainīt to krāsu. Un pat viena un tā paša pāra vērošana caur dažādiem teleskopiem var būtiski mainīt jau pazīstamo attēlu un sagatavot pārsteigumus.

Lieki atgādināt, ka, skatoties un fotografējot dubultzvaigznes, jācenšas izmantot maksimāli kvalitatīvu teleskopu, jo novērojumi jāveic ar maksimālo palielinājumu, piemēram, 1,50 un pat vairāk (apohromāti ļauj palielināt palielinājumu līdz 2 un pat 30). Protams, uzmanība jāpievērš okulāram ne mazāk kā pašam teleskopam, ir vērts atcerēties veco patiesību: "Labs teleskops ar sliktu okulāru ir slikts teleskops."

Šajā attēlā no " Larousse astronomijas enciklopēdija"Zvaigžņu krāsas ir ievērojami uzlabotas, vairāk nekā tās parādās teleskopos. Tomēr kontrasts vizuālajos pāros dažreiz var būt tikpat iespaidīgs, it īpaši, ja to novēro caur maziem teleskopiem. Visas zvaigznes ir attēlotas aptuveni vienā mērogā, dienvidi ir augšpusē, austrumi ir labajā pusē. Tikai ξ Boötes, kura pozicionālais leņķis tagad ir aptuveni 320°, gandrīz 50 gadu laikā kopš publicēšanas ir piedzīvojis ievērojamas zvaigžņu stāvokļa izmaiņas..

Vērojot dubultzvaigznes



Tēma par dubultzvaigžņu un vairāku zvaigžņu novērošanu kaut kā vienmēr ir maigi ignorēta pašmāju amatieru publikācijās, un pat iepriekš izdotajās grāmatās par dubultzvaigžņu novērošanu amatieru ceļā jūs, visticamāk, neatradīsit daudz informācijas. Tam ir vairāki iemesli. Protams, vairs nav noslēpums, ka amatieru novērojumi par bināriem ir maz vērti no zinātniskā viedokļa un ka profesionāļi ir atklājuši lielāko daļu šo zvaigžņu, un tās, kas vēl nav atklātas vai izpētītas, ir tikpat nepieejamas parastajiem amatieriem. kā pēdējā lidojums uz Marsu. Amatieru mērījumu precizitāte ir ievērojami zemāka nekā astronomiem, kas strādā ar lieliem un precīziem instrumentiem, kas nosaka zvaigžņu pāru raksturlielumus, dažkārt pat pārsniedzot redzamības robežas, šādu sistēmu aprakstīšanai izmantojot tikai matemātisko aparātu. Visi šie iemesli nevar attaisnot tik virspusēju attieksmi pret šiem objektiem. Mana nostāja ir balstīta uz vienkāršu faktu, ka lielākā daļa amatieru kādu laiku noteikti nodarbojas ar vienkāršākajiem dubultzvaigžņu novērojumiem. Viņu izvirzītie mērķi var būt dažādi: sākot ar optikas kvalitātes pārbaudi, sportiskām interesēm un beidzot ar nopietnākiem uzdevumiem, piemēram, ar savām acīm novērot izmaiņas tālu zvaigžņu sistēmās vairāku gadu laikā. Vēl viens veids, kā novērošana var būt vērtīga, ir novērotāja apmācība. Pastāvīgi pētot dubultzvaigznes, novērotājs var uzturēt sevi labā formā, kas vēlāk var palīdzēt citu objektu novērošanā un palielina spēju pamanīt sīkas un mazākas detaļas. Kā piemēru var minēt stāstu, kad viens no maniem kolēģiem pēc vairāku brīvdienu pavadīšanas, izmantojot 110 mm atstarotāju, mēģināja izšķirt pāris zvaigznes uz 1" un beigās panāca rezultātu, kad man, savukārt, bija jādod līdz ar lielāku 150mm Iespējams, visi šie mērķi nav amatieru primārie mērķi, bet tomēr šādi novērojumi parasti tiek veikti periodiski, un tāpēc šai tēmai nepieciešama papildus izpaušana un zināma iepriekš savāktā zināmā materiāla sakārtošana.

Apskatot labu amatieru zvaigžņu atlantu, droši vien ievērosiet, ka ļoti lielai daļai zvaigžņu debesīs ir savs pavadonis vai pat vesela satelītzvaigžņu grupa, kas, pakļaujoties debess mehānikas likumiem, veic savu izklaidējošu kustību apkārt. kopīgs masu centrs vairākus simtus gadu, tūkstošus vai pat simtiem tūkstošu gadu. Tiklīdz viņu rīcībā ir teleskops, daudzi uzreiz to vērš uz labi zināmu skaistu dubultsistēmu vai daudzkārtēju sistēmu, un dažkārt šāds vienkāršs un nesarežģīts novērojums nosaka cilvēka attieksmi pret astronomiju nākotnē, veido priekšstatu par viņa personīgo. attieksme pret Visuma uztveri kopumā. Ar aizkustinājumu atceros savu pirmo šādu novērojumu pieredzi un domāju, ka arī jūs atradīsiet, ko par to pastāstīt, bet to pirmo reizi, kad tālā bērnībā saņēmu dāvanā 65 mm teleskopu, vienu no maniem pirmajiem objektiem, kas Es paņēmu no Dagajeva grāmatas "Zvaigžņoto debesu novērojumi", tur bija skaista dubultsistēma Albireo. Pārvietojot savu mazo teleskopu pāri debesīm un tur, redzamajā lauka lokā, simtiem un simtiem Piena Ceļa zvaigžņu peld garām, un tad parādās skaists zvaigžņu pāris, kas izceļas ar tādu kontrastu. pārējai galvenajai masai, ka visi tie vārdi, kas tavā prātā radās, lai dziedātu debesu skaistuma krāšņumu, uzreiz pazūd, atstājot tikai šoku, no apziņas, ka aukstās telpas varenums un skaistums ir daudz augstāks. nekā tie banālie vārdi, kurus jūs gandrīz izrunājāt. Tas noteikti nav aizmirsts pat pēc daudziem gadiem.
Teleskops un novērotājs
Lai atklātu šādu zvaigžņu novērošanas pamatus, burtiski var izmantot tikai pāris vispārīgus izteicienus. To visu var vienkārši raksturot kā divu zvaigžņu leņķisko atdalīšanu un attāluma starp tām mērīšanu pašreizējā laikmetā. Patiesībā izrādās, ka viss nebūt nav tik vienkārši un nepārprotami. Novērojot, sāk parādīties dažāda veida trešo pušu faktori, kas neļauj sasniegt vajadzīgo rezultātu bez dažiem trikiem. Iespējams, ka jūs jau zināt par tādas definīcijas esamību kā Deivisa robeža. Tas ir sen zināms lielums, kas ierobežo kādas optiskās sistēmas spēju atdalīt divus tuvu esošus objektus. Citiem vārdiem sakot, izmantojot citu teleskopu vai tālskati, jūs varēsiet atdalīt (atrisināt) divus tuvāk esošos objektus, vai arī šie objekti saplūdīs vienā, un jūs nevarēsit atrisināt šo zvaigžņu pāri, ka ir, jūs redzēsiet tikai vienu zvaigzni, nevis divas. Šī empīriskā Deivisa formula refraktoram ir definēta šādi:
R = 120"/D (F.1)
kur R ir minimālais izšķiramais leņķiskais attālums starp divām zvaigznēm loka sekundēs, D ir teleskopa diametrs milimetros. Zemāk esošajā tabulā (1. tab.) varat skaidri redzēt, kā šī vērtība mainās, palielinoties teleskopa ieejas apertūrai. Tomēr patiesībā šī vērtība var ievērojami atšķirties starp diviem teleskopiem, pat ja objektīva diametrs ir vienāds. Tas var būt atkarīgs no optiskās sistēmas veida, no optikas ražošanas kvalitātes un, protams, no atmosfēras stāvokļa.

Kas jums ir nepieciešams, lai sāktu novērot. Vissvarīgākais, protams, ir teleskops. Jāpiebilst, ka daudzi amatieri nepareizi interpretē Deivisa formulu, uzskatot, ka tikai tā nosaka iespēju atrisināt ciešu dubultpāri. Tas nav pareizi. Pirms vairākiem gadiem es tikos ar amatieru, kurš sūdzējās, ka viņš jau vairākas sezonas nav spējis atdalīt zvaigžņu pāri ar 2,5 collu teleskopu, kas atrodas tikai 3 loka sekundes. Faktiski izrādījās, ka viņš mēģināja to izdarīt, izmantojot mazu palielinājumu 25x, apgalvojot, ka ar šādu palielinājumu viņam bija labāka redzamība. Protams, viņam bija taisnība vienā lietā, mazāks pieaugums ievērojami samazina gaisa plūsmu kaitīgo ietekmi atmosfērā, taču galvenā kļūda bija tā, ka viņš nav ņēmis vērā vēl vienu parametru, kas ietekmē tuva pāra šķiršanās panākumus. . Es runāju par vērtību, kas pazīstama kā "izšķirtspējas palielinājums".
P = 0,5 * D (F.2)
Formulu šī daudzuma aprēķināšanai citos rakstos un grāmatās neesmu redzējis tik bieži kā Deivisa limita aprakstu, iespējams, tāpēc cilvēkiem ir tāds maldīgs priekšstats par spēju atrisināt tuvu pāri ar minimālu palielinājumu. Tiesa, mums ir skaidri jāsaprot, ka šī formula dod pieaugumu, kad jau ir iespējams novērot zvaigžņu difrakcijas modeli un attiecīgi tuvu esošo otro komponentu. Vēlreiz uzsveru vārdu novērot. Tā kā, lai veiktu mērījumus, šī palielinājuma vērtība ir jāreizina ar vismaz 4 reizēm, ja to atļauj atmosfēras apstākļi.
Daži vārdi par difrakcijas modeli. Ja skatāties uz salīdzinoši spožu zvaigzni caur teleskopu ar vislielāko iespējamo palielinājumu, tad pamanīsiet, ka zvaigzne neparādās kā punkts, kā tam teorētiski vajadzētu būt, novērojot ļoti tālu objektu, bet gan kā mazs aplis, ko ieskauj vairāki gredzeni (tā sauktie difrakcijas gredzeni). Ir skaidrs, ka šādu gredzenu skaits un spilgtums tieši ietekmē to, cik viegli jūs varat šķirt tuvu pāri. Var gadīties, ka vājā sastāvdaļa vienkārši izšķīdīs difrakcijas shēmā, un jūs to nevarēsit atšķirt uz spilgtu un blīvu gredzenu fona. To intensitāte ir tieši atkarīga gan no optikas kvalitātes, gan no sekundārā spoguļa skrīninga koeficienta, ja tiek izmantots reflektors vai katadioptriskā sistēma. Otrā vērtība, protams, nerada nopietnas korekcijas iespējai atrisināt noteiktu pāri kopumā, taču, palielinoties skrīningam, vājā komponenta kontrasts attiecībā pret fonu samazinās.

Papildus teleskopam, protams, jums būs nepieciešami arī mērinstrumenti. Ja jūs nevēlaties izmērīt komponentu stāvokli viens pret otru, tad kopumā varat iztikt bez tiem. Pieņemsim, ka jūs varētu būt diezgan apmierināts ar to, ka jums ar instrumentu izdevās izšķirt tuvumā esošās zvaigznes un pārliecināties, ka atmosfēras stabilitāte šodien ir piemērota vai jūsu teleskops dod labus rezultātus, un jūs vēl neesat zaudējis savas iepriekšējās prasmes un prasmes. veiklība. Dziļākiem un nopietnākiem nolūkiem nepieciešams izmantot mikrometru un skalu. Dažreiz šādas divas ierīces var atrast vienā īpašā okulārā, kuras fokusā ir uzstādīta stikla plāksne ar plānām līnijām. Parasti zīmes tiek uzliktas noteiktos attālumos, izmantojot lāzeru rūpnīcas iestatījumos. Netālu ir redzams skats uz vienu šādu rūpnieciski ražotu okulāru. Tur ne tikai tiek veiktas atzīmes ik pēc 0,01 mikrona, bet arī gar skata lauka malu tiek atzīmēta stundu skala, lai noteiktu pozīcijas leņķi.


Šādi okulāri ir diezgan dārgi un bieži nākas ķerties pie citām, parasti paštaisītām, ierīcēm. Ir iespējams izstrādāt un izveidot paštaisītu stieples mikrometru noteiktā laika periodā. Tās konstrukcijas būtība ir tāda, ka viens no diviem ļoti tieviem vadiem var pārvietoties attiecībā pret otru, ja gredzens ar uzliktajiem dalījumiem griežas. Izmantojot atbilstošus pārnesumus, ir iespējams nodrošināt, ka šāda gredzena pilnīga pagriešana rada ļoti nelielas attāluma izmaiņas starp vadiem. Protams, šādai ierīcei būs nepieciešama ļoti ilga kalibrēšana, līdz tiks atrasta precīza šādas ierīces viena iedalījuma vērtība. Bet tas ir pieejams ražošanā. Šīs ierīces, gan okulārs, gan mikrometrs, normālai darbībai prasa papildu piepūli no novērotāja. Abi darbojas pēc lineāro attālumu mērīšanas principa. Tā rezultātā ir nepieciešams savienot divus mērus (lineāro un leņķisko). To var izdarīt divos veidos, empīriski no novērojumiem nosakot abu ierīču viena dalījuma vērtību vai teorētiski aprēķinot. Otro metodi nevar ieteikt, jo tā ir balstīta uz precīziem datiem par teleskopa optisko elementu fokusa attālumu, bet, ja tas ir zināms pietiekami precīzi, tad leņķiskos un lineāros mērījumus var saistīt ar sakarību:
A = 206265"/F (F.3)
Tādējādi mēs iegūstam objekta leņķisko lielumu, kas atrodas teleskopa galvenajā fokusā (F) un kura izmērs ir 1 mm. Vienkāršoti sakot, viens milimetrs 2000 mm teleskopa galvenajā fokusā būs līdzvērtīgs 1,72 loka minūtēm. . Pirmā metode bieži vien izrādās precīzāka, taču prasa ievērojamu laiku. Novietojiet uz teleskopa jebkura veida mērinstrumentu un apskatiet zvaigzni ar zināmām koordinātām. Apturiet teleskopa pulksteņa mehānismu un atzīmējiet laiku, kas nepieciešams zvaigznei, lai pārvietotos no vienas nodaļas uz otru. Vairāki iegūtie rezultāti tiek aprēķināti vidēji un leņķiskais attālums, kas atbilst divu zīmju novietojumam, tiek aprēķināts, izmantojot formulu:
A = 15 * t * COS(D) (F.4)
Mērījumu veikšana
Kā jau minēts, dubultzvaigžņu novērotājam izvirzītie uzdevumi ir saistīti ar divām vienkāršām lietām - sadalīšanu komponentos un mērīšanu. Ja viss iepriekš aprakstītais palīdz atrisināt pirmo uzdevumu, noteikt tā izpildes iespēju un satur noteiktu daudzumu teorētiskā materiāla, tad šajā daļā tiek apspriesti jautājumi, kas tieši saistīti ar zvaigžņu pāra mērīšanas procesu. Lai atrisinātu šo problēmu, jums ir jāizmēra tikai daži daudzumi.
Pozīcijas leņķis


Šo lielumu izmanto, lai aprakstītu viena objekta virzienu attiecībā pret otru vai lai pārliecinātos par atrašanās vietu debess sfērā. Mūsu gadījumā tas ietver otrā (vājākā) komponenta pozīcijas noteikšanu attiecībā pret gaišāko. Astronomijā pozīcijas leņķi mēra no punkta, kas norāda uz ziemeļiem (0°) un pēc tam uz austrumiem (90°), dienvidiem (180°) un rietumiem (270°). Divām zvaigznēm ar vienādu taisno augšupeju ir pozīcijas leņķis 0° vai 180°. Ja tiem ir vienāda deklinācija, leņķis būs 90° vai 270°. Precīza vērtība būs atkarīga no šo zvaigžņu stāvokļa vienai pret otru (kura atrodas pa labi, kura ir augstāka un tā tālāk) un kura no šīm zvaigznēm ir izvēlēta par atskaites punktu. Dubultzvaigžņu gadījumā šis punkts vienmēr tiek uzskatīts par spožāko komponentu. Pirms pozīcijas leņķa mērīšanas ir nepieciešams pareizi orientēt mērīšanas skalu atbilstoši kardinālajiem virzieniem. Apskatīsim, kā tam jānotiek, izmantojot mikrometra okulāru. Novietojot zvaigzni redzes lauka centrā un izslēdzot pulksteņa mehānismu, mēs piespiežam zvaigzni pārvietoties teleskopa redzamības laukā no austrumiem uz rietumiem. Punkts, kurā zvaigzne pārsniegs redzes lauka robežas, ir virziena punkts uz rietumiem. Ja okulāram ir leņķiskā skala pie skata lauka malas, tad, griežot okulāru, vietā, kur zvaigzne atstāj redzes lauku, ir jāiestata vērtība 270 grādi. Jūs varat pārbaudīt pareizo uzstādīšanu, pārvietojot teleskopu tā, lai zvaigzne tikai sāk parādīties ārpus redzes līnijas. Šim punktam jāsakrīt ar 90 grādu atzīmi, un zvaigznei tās kustības laikā ir jāpaiet garām centram un jāsāk atstāt redzes lauku tieši pie 270 grādu atzīmes. Pēc šīs procedūras atliek nodarboties ar ziemeļu-dienvidu ass orientāciju. Tomēr jāatceras, ka teleskops var radīt gan teleskopisku attēlu (gadījums, kad attēls ir pilnīgi apgriezts pa divām asīm), gan apgrieztu attēlu tikai pa vienu asi (ja tiek izmantota zenīta prizma vai novirzošais spogulis ). Ja tagad koncentrējamies uz mūs interesējošo zvaigžņu pāri, tad centrā novietojot galveno zvaigzni, pietiek ar otrā komponenta leņķa rādījumiem. Šādus mērījumus, protams, vislabāk var veikt ar vislielāko iespējamo palielinājumu.
Leņķu mērīšana


Patiešām, grūtākā darba daļa jau ir paveikta, kā aprakstīts iepriekšējā sadaļā. Atliek tikai ņemt leņķa starp zvaigznēm mērīšanas rezultātus no mikrometru skalas. Šeit nav īpašu triku un rezultāta iegūšanas metodes ir atkarīgas no konkrētā mikrometra veida, bet es atklāšu vispārpieņemtos principus, izmantojot paštaisīta stieples mikrometra piemēru. Norādiet spožu zvaigzni uz pirmo stieples atzīmi mikrometrā. Pēc tam, pagriežot atzīmēto gredzenu, izlīdziniet zvaigžņu pāra otro komponentu un ierīces otro līniju. Šajā posmā jums ir jāatceras mikrometra rādījumi turpmākām darbībām. Tagad, pagriežot mikrometru par 180 grādiem un izmantojot teleskopa precīzo kustības mehānismu, atkal izlīdziniet pirmo mikrometra līniju ar galveno zvaigzni. Ierīces otrajai atzīmei attiecīgi jāatrodas prom no otrās zvaigznes. Pagriežot mikrometra disku tā, lai otrā atzīme sakristu ar otro zvaigzni, un, ņemot no skalas jaunu vērtību, atņemiet no tās veco ierīces vērtību, lai iegūtu dubultu leņķi. Var šķist nesaprotami, kāpēc tika veikta tik sarežģīta procedūra, ja varēja būt vienkāršāk, nolasot rādījumus no skalas, neapgriežot mikrometru. Tas noteikti ir vieglāk, taču šajā gadījumā mērījumu precizitāte būs nedaudz sliktāka nekā gadījumā, ja tiek izmantota iepriekš aprakstītā dubultā leņķa tehnika. Turklāt pašdarināta mikrometra nulles marķējumam var būt nedaudz apšaubāma precizitāte, un izrādās, ka mēs nestrādājam ar nulles vērtību. Protams, lai iegūtu salīdzinoši ticamus rezultātus, mums vairākas reizes jāatkārto leņķa mērīšanas process, lai iegūtu vidējo rezultātu no daudziem novērojumiem.
Citas mērīšanas metodes
Iepriekš izklāstītie principi tuvu pāra attāluma un pozīcijas leņķa mērīšanai būtībā ir klasiskas metodes, kuru pielietojums ir atrodams arī citās astronomijas nozarēs, piemēram, selenogrāfijā. Bet bieži vien amatieriem nav pieejams precīzs mikrometrs, un viņiem ir jāsamierinās ar citiem pieejamajiem līdzekļiem. Teiksim, ja jums ir okulārs ar krustiņu, tad ar to var veikt vienkāršus leņķa mērījumus. Ļoti tuvu zvaigžņu pārim tas nedarbosies diezgan precīzi, bet platākiem var izmantot to, ka zvaigzne ar deklināciju d sekundē, pamatojoties uz formulu F.4, pārvietojas 15 * Cos(d) ) loka sekundes. Izmantojot šo faktu, varat noteikt laika periodu, kad abas sastāvdaļas krustojas ar vienu un to pašu okulāra līniju. Ja šāda zvaigžņu pāra pozīcijas leņķis ir 90 vai 270 grādi, tad jums ir paveicies, un nav jāveic nekādas turpmākas skaitļošanas darbības, vienkārši atkārtojiet visu mērīšanas procesu vairākas reizes. Pretējā gadījumā jums ir jāizmanto viltīgas metodes, lai noteiktu pozīcijas leņķi, un pēc tam, izmantojot trigonometriskos vienādojumus, lai atrastu trijstūra malas, jāaprēķina attālums starp zvaigznēm, kam jābūt vērtībai:
R = t * 15 * Cos(d)/Sin(PA) (F.5)
kur PA ir otrā komponenta pozīcijas leņķis. Ja veicat mērījumus šādā veidā vairāk nekā četras vai piecas reizes un laika (t) mērījumu precizitāte nav zemāka par 0,1 sekundi, tad, izmantojot okulāru ar lielāko iespējamo palielinājumu, varat pamatoti sagaidīt mērījumu precizitāti: līdz 0,5 loka sekundēm vai pat labāk. Pats par sevi saprotams, ka okulārā ir jānovieto tieši 90 grādu leņķī un jāorientē atbilstoši virzieniem uz dažādiem kardinālajiem virzieniem, un pie pozīcijas leņķiem, kas ir tuvu 0 un 180 grādiem, mērīšanas tehnika ir nedaudz jāmaina. Šajā gadījumā labāk ir nedaudz novirzīt krustojumu par 45 grādiem attiecībā pret meridiānu un izmantot šādu metodi: pamanot divus momentus, kad abas sastāvdaļas krustojas ar vienu no krustojuma līnijām, iegūstam laiku t1 un t2 sekundēs. . Laikā t (t=t2-t1) zvaigzne veic X loka sekunžu garu ceļu:
X = t * 15 * Cos(delta) (F.6)
Tagad, zinot pozīcijas leņķi un šķērsgriezuma mērīšanas līnijas vispārējo orientāciju okulārā, mēs varam papildināt iepriekšējo izteiksmi ar otru:
X = R * | Cos(PA) + Sin(PA) | (orientācijai DA-ZR) (F.7)
X = R * | Cos(PA) - Sin(PA) | (orientācijai pa ZA-DR līniju)
Redzamības laukā ir iespējams novietot ļoti attālu komponentu tā, lai tas neiekļūtu okulāra redzes laukā, atrodoties pašā tā malā. Šajā gadījumā, zinot arī pozīcijas leņķi, citas zvaigznes šķērsošanas laiku caur redzes lauku un šo vērtību, varat sākt aprēķinus, pamatojoties uz hordas garuma aprēķināšanu aplī ar noteiktu rādiusu. Varat mēģināt noteikt pozīcijas leņķi, izmantojot redzes laukā citas zvaigznes, kuru koordinātas ir zināmas iepriekš. Izmērot attālumus starp tiem ar mikrometru vai hronometru, izmantojot iepriekš aprakstīto tehniku, varat mēģināt atrast trūkstošās vērtības. Protams, es šeit nesniegšu pašas formulas. To apraksts var aizņemt būtisku šī raksta daļu, jo īpaši tāpēc, ka tos var atrast ģeometrijas mācību grāmatās. Patiesība ir nedaudz sarežģītāka ar to, ka ideālā gadījumā jums būs jāatrisina problēmas ar sfēriskiem trijstūriem, un tas nav tas pats, kas plaknes trīsstūri. Bet, ja jūs izmantojat šādas viltīgas mērīšanas metodes, tad bināro zvaigžņu gadījumā, kad komponenti atrodas tuvu viens otram, jūs varat vienkāršot savu uzdevumu, aizmirstot par sfērisko trigonometriju. Tas nevar būtiski ietekmēt šādu rezultātu precizitāti (jau neprecīzu). Labākais veids, kā izmērīt pozīcijas leņķi, ir izmantot transportieri, kāds tiek izmantots skolās, un pielāgot to lietošanai ar okulāru. Tas būs diezgan precīzs un, pats galvenais, ļoti pieejams.
Starp vienkāršajām mērīšanas metodēm var minēt vēl vienu, diezgan oriģinālu, kas balstās uz difrakcijas rakstura izmantošanu. Ja uz sava teleskopa ieejas apertūras ievietojat speciāli izgatavotu režģi (pārmaiņus paralēlas atvērtas apertūras un ekrāna sloksnes), tad, skatoties uz iegūto attēlu caur teleskopu, jūs atradīsiet virkni blāvu "satelītu" ap redzamajām zvaigznēm. Leņķiskais attālums starp “galveno” zvaigzni un “tuvāko” dvīni būs vienāds ar:
P = 206265 * lambda/N (F.8)
Šeit P ir leņķiskais attālums starp dubulto un galveno attēlu, N ir aprakstītās ierīces atvērto un ekranēto daļu platuma summa, un lambda ir gaismas viļņa garums (560 nm ir acs maksimālā jutība). Ja tagad mērīsit trīs leņķus, izmantojot jums pieejamās pozīcijas leņķa mērīšanas ierīces veidu, varat paļauties uz formulu un aprēķināt leņķisko attālumu starp sastāvdaļām, pamatojoties uz iepriekš aprakstīto parādību un pozīcijas leņķiem:
R = P * Sin | PA1 - PA | / Grēks | PA2 - PA | (F.10)
P vērtība tika aprakstīta iepriekš, un leņķi PA, PA1 un PA2 ir definēti šādi: PA ir sistēmas otrās sastāvdaļas pozīcijas leņķis attiecībā pret galvenās zvaigznes galveno attēlu; PA1 - galvenās zvaigznes galvenā attēla pozīcijas leņķis attiecībā pret galvenās zvaigznes sekundāro attēlu plus 180 grādi; PA2 ir otrā komponenta galvenā attēla pozīcijas leņķis attiecībā pret galvenās zvaigznes sekundāro attēlu. Kā galvenais trūkums jāatzīmē, ka, izmantojot šo metodi, tiek novēroti lieli zvaigžņu spilgtuma zudumi (vairāk nekā 1,5-2,0 m) un labi darbojas tikai uz spilgtiem pāriem ar nelielu spilgtuma atšķirību.
No otras puses, mūsdienu metodes astronomijā ir ļāvušas veikt izrāvienu bināro novērošanā. Fotogrāfija un CCD astronomija ļauj no jauna paskatīties uz rezultātu iegūšanas procesu. Gan CCD attēlam, gan fotoattēlam ir metode, kā izmērīt pikseļu skaitu jeb lineāro attālumu starp zvaigžņu pāri. Pēc attēla kalibrēšanas, aprēķinot vienas vienības lielumu, pamatojoties uz citām zvaigznēm, kuru koordinātas ir iepriekš zināmas, tiek aprēķinātas vēlamās vērtības. Daudz vēlams izmantot CCD. Šajā gadījumā mērījumu precizitāte var būt par vienu pakāpi augstāka nekā ar vizuālo vai fotogrāfisko metodi. Augstas izšķirtspējas CCD var ierakstīt ļoti tuvus pārus, un turpmākā apstrāde ar dažādām astrometrijas programmām var ne tikai atvieglot visu procesu, bet arī nodrošināt ārkārtīgi augstu precizitāti līdz pat vairākām desmitdaļām vai pat simtdaļām no loka sekundes daļām.

> Dubultās zvaigznes

- novērošanas iezīmes: kas tas ir ar fotoattēliem un videoklipiem, noteikšana, klasifikācija, daudzkārtņi un mainīgie, kā un kur meklēt Ursa Major.

Zvaigznes debesīs bieži veido kopas, kas var būt blīvas vai, gluži pretēji, izkliedētas. Bet dažreiz starp zvaigznēm rodas spēcīgāki savienojumi. Un tad ir pieņemts runāt par dubultsistēmām vai dubultzvaigznes. Tos sauc arī par daudzkārtējiem. Šādās sistēmās zvaigznes tieši ietekmē viena otru un vienmēr attīstās kopā. Šādu zvaigžņu piemērus (pat ar mainīgo lielumu klātbūtni) var atrast burtiski slavenākajos zvaigznājos, piemēram, Ursa Major.

Dubultzvaigžņu atklāšana

Dubulto zvaigžņu atklāšana bija viens no pirmajiem sasniegumiem, kas panākts, izmantojot astronomisko binokli. Pirmā šāda veida sistēma bija Mizar pāris Lielais Ursa zvaigznājā, ko atklāja itāļu astronoms Rikoli. Tā kā Visumā ir neticami daudz zvaigžņu, zinātnieki nolēma, ka Mizar nevar būt vienīgā binārā sistēma. Un viņu pieņēmums izrādījās pilnībā pamatots ar turpmākajiem novērojumiem.

1804. gadā Viljams Heršels, slavenais astronoms, kurš 24 gadus veica zinātniskus novērojumus, publicēja katalogu, kurā bija sīki aprakstītas 700 dubultzvaigznes. Taču arī tad nebija informācijas par to, vai starp zvaigznēm pastāv fiziska saikne šādā sistēmā.

Maza sastāvdaļa "izsūc" gāzi no lielas zvaigznes

Daži zinātnieki ir pieņēmuši viedokli, ka dubultzvaigznes ir atkarīgas no kopīgas zvaigžņu asociācijas. Viņu arguments bija pāra sastāvdaļu neviendabīgais spīdums. Tāpēc šķita, ka viņus šķir ievērojams attālums. Lai apstiprinātu vai atspēkotu šo hipotēzi, bija jāveic zvaigžņu paralaktiskā pārvietošanās mērījumi. Heršels uzņēmās šo misiju un par pārsteigumu uzzināja sekojošo: katras zvaigznes trajektorijai ir sarežģīta elipsoidāla forma, nevis simetriskas svārstības ar sešu mēnešu periodu. Video var vērot dubultzvaigžņu evolūciju.

Šis video parāda tuvu bināro zvaigžņu pāra attīstību:

Jūs varat mainīt subtitrus, noklikšķinot uz pogas "cc".

Saskaņā ar debess mehānikas fizikālajiem likumiem divi ķermeņi, kurus savieno gravitācija, pārvietojas pa elipsveida orbītu. Heršela pētījumu rezultāti kļuva par pierādījumu pieņēmumam, ka binārajās sistēmās pastāv gravitācijas spēka savienojums.

Dubultzvaigžņu klasifikācija

Binārās zvaigznes parasti tiek grupētas šādos veidos: spektrālās binārās, fotometriskas un vizuālās binārās. Šī klasifikācija sniedz priekšstatu par zvaigžņu klasifikāciju, bet neatspoguļo iekšējo struktūru.

Izmantojot teleskopu, jūs varat viegli noteikt vizuālo dubultzvaigžņu dualitāti. Mūsdienās ir pierādījumi par 70 000 vizuālu bināro zvaigžņu. Turklāt tikai 1% no viņiem noteikti ir sava orbīta. Viens orbitālais periods var ilgt no vairākiem gadu desmitiem līdz vairākiem gadsimtiem. Savukārt orbitālā ceļa izbūve prasa ievērojamas pūles, pacietību, precīzus aprēķinus un ilgstošus novērojumus observatorijā.

Bieži vien zinātnieku aprindām ir informācija tikai par dažiem orbitālās kustības fragmentiem, un viņi rekonstruē trūkstošos ceļa posmus, izmantojot deduktīvo metodi. Neaizmirstiet, ka orbitālā plakne var būt slīpa attiecībā pret redzes līniju. Šajā gadījumā šķietamā orbīta būtiski atšķiras no reālās. Protams, ar augstu aprēķinu precizitāti ir iespējams aprēķināt bināro sistēmu patieso orbītu. Lai to izdarītu, tiek piemērots Keplera pirmais un otrais likums.

Mizars un Alkors. Mizar ir dubultzvaigzne. Labajā pusē ir Alcor satelīts. Starp tiem ir tikai viens gaismas gads

Kad ir noteikta patiesā orbīta, zinātnieki var aprēķināt leņķisko attālumu starp binārzvaigznēm, to masu un rotācijas periodu. Bieži vien tam tiek izmantots Keplera trešais likums, kas palīdz atrast pāra komponentu masu summu. Bet, lai to izdarītu, jums jāzina attālums starp Zemi un dubultzvaigzni.

Dubultās fotometriskās zvaigznes

Šādu zvaigžņu duālo raksturu var uzzināt tikai no periodiskām spilgtuma svārstībām. Kustības laikā šāda veida zvaigznes pārmaiņus bloķē viena otru, tāpēc tās bieži sauc par aptumsuma bināriem. Šo zvaigžņu orbitālās plaknes ir tuvu redzes līnijas virzienam. Jo mazāks ir aptumsuma laukums, jo mazāks ir zvaigznes spilgtums. Pētot gaismas līkni, pētnieks var aprēķināt orbitālās plaknes slīpuma leņķi. Kad tiek reģistrēti divi aptumsumi, gaismas līknē būs divi minimumi (samazinājumi). Periodu, kad gaismas līknē tiek novēroti 3 secīgi minimumi, sauc par orbitālo periodu.

Dubultzvaigžņu periods ilgst no pāris stundām līdz vairākām dienām, kas padara to īsāku attiecībā pret vizuālo dubultzvaigžņu (optisko dubultzvaigžņu) periodu.

Spektrālās dubultzvaigznes

Izmantojot spektroskopijas metodi, pētnieki fiksē spektrālo līniju sadalīšanas procesu, kas notiek Doplera efekta rezultātā. Ja viena sastāvdaļa ir vāja zvaigzne, tad debesīs var novērot tikai periodiskas svārstības atsevišķu līniju pozīcijās. Šo metodi izmanto tikai tad, ja binārās sistēmas komponenti atrodas minimālā attālumā un to identificēšana ar teleskopu ir sarežģīta.

Binārās zvaigznes, kuras var pētīt, izmantojot Doplera efektu un spektroskopu, sauc par spektrāli duālām. Tomēr ne katrai dubultzvaigznei ir spektrāls raksturs. Abas sistēmas sastāvdaļas var pietuvoties un attālināties viena no otras radiālā virzienā.

Saskaņā ar astronomisko pētījumu rezultātiem lielākā daļa dubultzvaigžņu atrodas Piena Ceļa galaktikā. Vienu un dubultzvaigžņu procentuālo attiecību ir ārkārtīgi grūti aprēķināt. Izmantojot atņemšanu, no kopējās zvaigžņu populācijas var atņemt zināmo dubultzvaigžņu skaitu. Šajā gadījumā kļūst skaidrs, ka binārās zvaigznes ir mazākumā. Tomēr šo metodi nevar saukt par ļoti precīzu. Astronomi ir pazīstami ar terminu “atlases efekts”. Lai fiksētu zvaigžņu binaritāti, ir jānosaka to galvenie raksturlielumi. Šim nolūkam noderēs īpašs aprīkojums. Dažos gadījumos ir ārkārtīgi grūti noteikt dubultzvaigznes. Tādējādi vizuāli dubultzvaigznes bieži netiek vizualizētas ievērojamā attālumā no astronoma. Dažreiz nav iespējams noteikt leņķisko attālumu starp zvaigznēm pārī. Lai noteiktu spektroskopiskās binārās vai fotometriskās zvaigznes, ir nepieciešams rūpīgi izmērīt viļņu garumus spektrālās līnijās un savākt gaismas plūsmu modulācijas. Šajā gadījumā zvaigžņu mirdzumam vajadzētu būt diezgan spēcīgam.

Tas viss krasi samazina studijām piemēroto zvaigžņu skaitu.

Saskaņā ar teorētisko attīstību dubultzvaigžņu īpatsvars zvaigžņu populācijā svārstās no 30% līdz 70%.

Problēma liekais svars liek par sevi manīt ne tikai vasarā pludmalē. Katru dienu, skatoties spogulī, skumji jāvēro dubultzods, žokļi un izplūdušas kontūras. Par laimi, to visu var noslēpt, ja apgūstat grimu pilnai sejai ar visām tās niansēm.

Īpatnības

Resnajām meitenēm vizāžisti piedāvā grimu, kura galvenais uzdevums ir pagarināt seju un padarīt to vizuāli plānāku. Lai to atrisinātu, tiek izmantotas tādas metodes kā konturēšana (lai kontūras būtu skaidrākas) un vertikālā ēnošana.

Tonis un atvieglojums

  1. Bez tonālā krēma, kas modelē kontūras un vizuāli tās izstiepj, grims nav iespējams.
  2. Viegls tonālais krēms (primer) izceļ ovālu, tumšāks - visu pārējo (neaizmirstiet par kaklu un dekoltē).
  3. Korektoriem jābūt matētiem un blīvas tekstūras.
  4. Ir svarīgi izcelt acis, tāpēc noteikti nosedziet tumšos lokus zem tām ar korektoru.
  5. Pūderis ir kompakts un nav spīdīgs.
  6. Uzklājiet vaigu sārtumu ar mīkstu otu, virzoties no augšas uz leju. Ideāli toņi - bēšs, bronza.

Acis un uzacis

  1. Dodiet priekšroku pagarinošai skropstu tušai.
  2. Ierobežojiet perlamutra ēnas.
  3. Uzmanīgi noēnojiet visas toņu pārejas.
  4. Iekšējos stūrus vajag izgaismot, ārējos aptumšot.
  5. Visām līnijām jābūt vērstām uz augšu.
  6. Labāk ir noēnot galus.
  7. Uzacis nedrīkst būt pārāk plānas vai pārāk platas. Liekums ir mērens.

Lūpas

  1. Nav nepieciešams piešķirt lūpām papildu apjomu.
  2. Arī lūpu kontūrēšana ir izslēgta.
  3. Jaunas meitenes var izmantot neuzkrītošus spīdumus.
  4. Pēc 35 gadiem labāk ir dot priekšroku matētai lūpu krāsai - koraļļu vai rozā.

Ja jums ir pilna seja, neuztraucieties. Parasti meitenēm ar šo defektu ir ļoti skaistas acis, gluda, skaidra āda un nav grumbu. Mēģiniet izcelt savas stiprās puses un pēc iespējas vairāk maskēt savus izbalējušos vaibstus ar prasmīgu grimu.

Saskaņojiet savu acu krāsu

Šāda veida aplauzumā ir jāņem vērā acu krāsa, jo ieteicams koncentrēties uz tām.

Zaļajām acīm

  1. Lai izceltu zaļas acis uz pilnas sejas, jums būs nepieciešamas ēnas tādos toņos kā tirkīza, zaļa, dzeltena un zila.
  2. Atšķirībā no grima zilacainajām skaistulēm, tam būs nepieciešama daudzslāņu tehnika. Tāpēc nebaidieties uzklāt vairākus ēnu slāņus.
  3. Galvenais ir atcerēties visu kārtīgi noēnot. Pilna seja necieš kontrastus.
  4. Izvēlieties acu zīmuļa krāsu, lai tā atbilstu ēnām: tai vajadzētu būt nedaudz bagātākai.
  5. Paceliet bultiņas uz augšu, lai horizontālās līnijas nepadarītu seju vēl pilnīgāku.
  6. Dienas grimam izmantojiet zilu vai zaļu skropstu tušu. Svētku, vakara tērpam - melns vai brūns.
  7. Lai padarītu lūpas pamanāmākas, uzņemiet lūpu krāsu vai spīdumu ar mirdzumu. Ieteicamais tonis ir spilgti ķirsis vai koraļļi.

Cilvēkiem ar zilām acīm

  1. Ieteicamā acu ēnu palete: sudraba, rozā, zelta, pērļu, violeta, ceriņi, jūras zaļa, tirkīza. Ja jūs to darāt, varat ņemt melnu un brūnu.
  2. Zilām acīm jums jāizmanto vienkāršākie paņēmieni. Daudzslāņu veidošanās ir izslēgta. Tātad ēnas var uzklāt 1-2 kārtās, bet ne vairāk.
  3. Tāpat ir ar skropstu tušu. Nepārcenties: pietiks ar 1 pieteikumu. Ieteicamās krāsas - pelēka, brūna (dienai), melna (vakaram).
  4. Lūpu krāsa un lūpu spīdums var būt rozā tonī, bet ņemot vērā vecumu. Pēc 35 labāk lietot krēmu vai bordo. Galvenais ir bez mitruma un apjoma.
  5. Grima mākslinieki iesaka izmantot tos pašus krāsu risinājumus meitenēm ar pelēkām acīm.

Cilvēkiem ar brūnām acīm

  1. Aplauzums pilnai sejai ar brūnām acīm sākas ar pareizo izvēli. Izvēlieties smilškrāsas vai aprikožu toņus – tie vizuāli pagarina jūsu vaibstus.
  2. Lai vaigu kauliem piešķirtu izteiksmīgumu, uzklājiet uz tiem ceriņi rozā sārtumu. Pārvietojiet terakotas gabalus prom - tie padarīs tos plakanus.
  3. Ēnu paletei vajadzētu atvērt acis. Krāsas jūsu paletē ir zila, violeta, bronzas, zelta, kastaņu, bēša, medus, rozā.
  4. Laineris var būt zils, zeltains, violets, kastaņu, melns - lai atbilstu ēnu krāsai. Labāk ir pagriezt bultiņas uz augšu.
  5. Skropstām jums būs nepieciešama pagarinoša skropstu tuša melnā, zilā, brūnā vai purpursarkanā krāsā.
  6. Uzacu formai jābūt pareizai. Izvairieties no taisnām horizontālām līnijām un pārāk izteiktām koķetām līknēm.
  7. Lūpu krāsa un lūpu spīdums var būt šādās krāsās: nobriedis ķirsis, silts pliks, rozā neons, koraļļi.

Aplauzuma krāsu shēmas izvēle var būt atkarīga arī no matu krāsas. Taču tieši acīm šajā jautājumā ir izšķiroša loma.

Soli pa solim instrukcija

Dažāda stila grima iespējas resnām sievietēm ļauj justies pievilcīgām un skaistām gan ikdienā, gan svētkos. Pamata (un) ir jāapgūst.

diena

  1. Lai pagarinātu pilnu seju, izmantojiet šķidru tonālo krēmu bez silikona. Īpašu uzmanību pievērsiet deguna spārnu un vaigu sānu maskēšanai.
  2. Lai izlīdzinātu toni, labāk ņemt matētu pulveri.
  3. Lai sejas kontūras būtu skaidrākas un pamanāmākas, tās ir jāpadara tumšākas, un centrs (deguns, piere, zods) pēc iespējas jāizgaismo. Lai to izdarītu, jūs varat strādāt ar korektoru tieši uz pulvera.
  4. Vaigu kauliem varat uzklāt smilšu sārtumu.
  5. Augšējie plakstiņi krāsoti 1 kārtā ar perlamutru. Sudraba krāsa ir labāka.
  6. Ļoti plānas bultiņas gar augšējiem plakstiņiem ir ievilktas antracītā un izliektas uz augšu.
  7. Dienas grima laikā nestrādājam ar acu apakšējo daļu.
  8. Acis atveram ar pelēko pagarinošo skropstu tušu 1 kārtā.
  9. Lūpām uzņemiet glancētu spīdumu dabīgā tonī.

Vakars

  1. Rozā korektors ļauj izvilkt sejas kontūru.
  2. Lai nodrošinātu nevainojamu grimu, īpašu uzmanību pievērsiet kakla izgriezuma maskēšanai.
  3. Koraļļu spilgts sārtums pagarinās vaigu kaulus.
  4. Ēnas krīt uz augšējā plakstiņa slāņos: melna, antracīta, smaragda. Galvenais visu labi noēnot, lai neradītu kontrastus.
  5. Apakšējie plakstiņi ir noēnoti ar slapja asfalta nokrāsu.
  6. Melnajām bultiņām vajadzētu sekot acs formai un savienoties augšpusē, vedot līnijas uz tempļiem.
  7. Ārējos stūrus var izcelt ar baltu laineri vai ēnām.
  8. Skropstu tuša 2 kārtās - melna pagarinoša.
  9. Mirdzumu un mirdzumu labāk neizmantot.
  10. Matēta koraļļu lūpu krāsa un dzidrs spīdums papildinās jūsu vakara grimu.

Ja cēlonis ir iekšējie kompleksi, jums ir tikai divi veidi, kā atrisināt problēmu. Pirmais ir zaudēt svaru. Bet tas ir garš un prasa ievērojamu spēku un pacietību. Otrais ir iemācīties pareizo grimu pilnai sejai, kas padarīs to vizuāli plānāku. Šādā situācijā nepalaidiet garām grima mākslinieku padomus - tie liks jums izskatīties daudz labāk.
Nejauši raksti

Uz augšu