Otroci in starši
21.06.2023

Dvojne zvezde: Pozabljen užitek. Fotometrične dvojne zvezde Dvojne zvezde v teleskopu

Opazovanju dvojnih in večkratnih zvezd se vedno ni posvečalo veliko pozornosti. Celo v starih časih obilice dobre astronomske literature so se tej temi pogosto izogibali in o njej verjetno ne boste našli veliko informacij. Razlog za to se lahko skriva v nizkem znanstvenem pomenu tovrstnih opazovanj. Ni skrivnost, da je natančnost amaterskih meritev parametrov dvojnih zvezd praviloma bistveno nižja kot pri profesionalnih astronomih, ki imajo možnost delati z velikimi instrumenti.

Vendar pa imajo skoraj vsi ljubitelji astronomije vsaj nekaj časa kratko obdobje Od takrat so obvezno opazovali dvojne zvezde. Cilji, ki jih zasledujejo, so lahko popolnoma različni: od preverjanja kakovosti optike ali čisto športnega interesa do izvajanja resnično znanstveno pomembnih meritev.


Pomembno je tudi omeniti, da je med drugim opazovanje dvojnih zvezd tudi odličen trening za oči amaterskega astronoma. Ob pogledu na tesne pare opazovalec razvije sposobnost opazovanja najbolj nepomembnih, majhnih podrobnosti slike in se tako ohranja v dobri formi, kar se bo v prihodnosti zagotovo odrazilo pri opazovanju drugih nebesnih teles. Dober primer je, ko je eden od mojih kolegov nekaj vikendov poskušal razrešiti par zvezd z razmikom 1" s 110 mm reflektorjem in končno uspel. Po dolgem premoru sem moral v opazovanjih obupati pred ta par z veliko večjim instrumentom.

Teleskop in opazovalec

Bistvo opazovanja dvojne zvezde je izjemno preprosto in je razdelitev zvezdnega para na posamezne komponente ter določitev njihove relativne lege in razdalje med njimi. Vendar se v praksi vse izkaže za daleč od tako preprostega in nedvoumnega. Med opazovanjem se začnejo pojavljati različni dejavniki tretjih oseb, ki vam ne omogočajo, da dosežete želeni rezultat brez nekaterih trikov. Morda že veste za obstoj Davisove meje. Ta vrednost določa sposobnost nekega optičnega sistema, da loči dva tesno razmaknjena točkovna vira svetlobe, z drugimi besedami, določa ločljivost p vašega teleskopa. Vrednost tega parametra v ločnih sekundah je mogoče izračunati z naslednjo preprosto formulo:

ρ = 120"/D


kjer je D premer teleskopske leče v milimetrih.

Poleg premera leče je ločljivost teleskopa odvisna tudi od vrste optičnega sistema, od kakovosti optike ter seveda od stanja atmosfere in spretnosti opazovalca.

Kaj morate imeti, da začnete opazovati? Najpomembnejši pa je seveda teleskop. In večji kot je premer njegove leče, tem bolje. Poleg tega boste potrebovali okular (ali Barlow lečo), ki zagotavlja veliko povečavo. Na žalost nekateri amaterji ne uporabljajo vedno pravilno Davisovega zakona, saj verjamejo, da le ta določa možnost razrešitve tesnega dvojnega para. Pred nekaj leti sem se srečal z amaterjem začetnikom, ki se je pritoževal, da v svojem 65 mm teleskopu več let ne more ločiti para zvezd, ki se nahajajo na razdalji 2" druga od druge. Izkazalo se je, da je to poskušal , ki je uporabil samo 25-kratno povečavo in trdil, da ima teleskop pri tej povečavi boljšo vidljivost. Seveda je imel prav, da majhna povečava bistveno zmanjša škodljive učinke zračnih tokov v atmosferi. Ni pa upošteval, da pri takšni pri nizki povečavi oko preprosto ne more razlikovati med dvema tesno nameščenima viroma svetlobe!

Poleg teleskopa boste morda potrebovali tudi merilne instrumente. Če pa ne boste merili položaja komponent med seboj, potem lahko storite brez njih. Recimo, da ste lahko zelo zadovoljni že s tem, da ste s svojim instrumentom uspeli ločiti bližnje zvezde in se prepričati, da je današnja stabilnost atmosfere primerna ali da vaš teleskop daje dobre rezultate, pa še niste izgubili svojih nekdanjih sposobnosti in spretnost.

Pri resnejših težavah je treba uporabiti mikrometer za merjenje razdalj med zvezdami in številčnico za določanje položajnih kotov. Včasih je ta dva instrumenta mogoče najti združena v enem okularju, v žarišču katerega je nameščena steklena plošča z natisnjenimi lestvicami, ki omogočajo izvedbo ustreznih meritev. Podobne okularje proizvajajo različna tuja podjetja (zlasti Meade, Celestron itd.), Pred časom so jih izdelovali tudi v novosibirskem podjetju Tochpribor.

Izvajanje meritev

Kot smo že povedali, se merjenje značilnosti binarne zvezde zmanjša na določitev relativnega položaja njenih sestavnih delov in kotne razdalje med njimi.

Položajni kot. V astronomiji se ta količina uporablja za opis smeri enega predmeta glede na drugega za zanesljivo pozicioniranje na nebesni sferi. V primeru dvojnih zvezd izraz položajni kot vključuje določanje položaja šibkejše komponente glede na svetlejšo komponento, ki je vzeta kot referenčna točka. Položajni koti se merijo iz smeri sever (0°) in naprej proti vzhodu (90°), jugu (180°) in zahodu (270°). Tako imata dve zvezdi z enakim rektascenzijem položajni kot 0° ali 180°. Če imata enako deklinacijo, bo kot 90° ali 270°.

Pred merjenjem položajnega kota je potrebno pravilno usmeriti merilno skalo mikrometrskega okularja. S postavitvijo zvezde v sredino vidnega polja in izklopom urnega mehanizma (polarna os nosilca naj bo nastavljena na nebesni pol) bomo prisilili zvezdo, da se premakne v vidnem polju teleskopa od od vzhoda proti zahodu. Točka, v kateri bo zvezda presegla meje vidnega polja, je točka smeri proti zahodu. Če zdaj z vrtenjem okularja okoli svoje osi zvezdo poravnamo z vrednostjo 270° na mikrometrski urni lestvici, lahko sklepamo, da smo opravili zahtevano nastavitev. Natančnost opravljenega dela lahko ocenite tako, da teleskop premaknete tako, da se zvezda šele začne pojavljati izven vidnega polja. Ta točka pojavljanja mora sovpadati z oznako 90° na urni lestvici, po kateri naj bi zvezda med svojim dnevnim gibanjem ponovno prešla središče in zapustila vidno polje pri oznaki 270°. Če se to ne zgodi, je treba ponoviti postopek usmerjanja mikrometra.



Če zdaj usmerite teleskop na zvezdni par, ki vas zanima, in postavite glavno zvezdo v središče vidnega polja, nato pa v mislih narišete črto med njo in drugo komponento, bomo dobili zahtevano vrednost položajnega kota tako da njegovo vrednost vzamemo iz mikrometrske urne lestvice.

Ločevanje komponent. V resnici je najtežji del posla že opravljen. Vse, kar moramo storiti, je, da izmerimo razdaljo med zvezdami na linearni mikrometrski skali in nato dobljeni rezultat pretvorimo iz linearne mere v kotno.

Očitno moramo za izvedbo takega prevajanja umeriti mikrometrsko lestvico. To storite na naslednji način: usmerite teleskop v zvezdo z dobro znanimi koordinatami. Ustavite urni mehanizem teleskopa in zabeležite čas, ki ga potrebuje zvezda, da potuje od enega skrajnega razdelka lestvice do drugega. Ta postopek večkrat ponovite. Dobljeni rezultati meritev se povprečijo in kotna razdalja, ki ustreza položaju obeh skrajnih oznak na lestvici okularja, se izračuna po formuli:

A = 15 x t x cos δ


kjer je f prehodni čas zvezde, δ je deklinacija zvezde. Če nato vrednost A delimo s številom razdelkov lestvice, dobimo vrednost mikrometrskega razdelka v kotni meri. Če poznate to vrednost, lahko preprosto izračunate kotno razdaljo med komponentami dvojne zvezde (tako, da pomnožite število razdelkov lestvice, ki ustrezajo zvezdam, z vrednostjo delitve).

Opazovanje bližnjih parov

Glede na svoje izkušnje lahko rečem, da ločitev zvezd z razdaljo blizu Davisove meje postane skoraj nemogoča in to toliko bolj izrazito, kolikor večja je razlika v magnitudi med komponentami para. V idealnem primeru Davisovo pravilo deluje, če imajo zvezde enako svetlost.

Če opazujete razmeroma svetlo zvezdo skozi teleskop pri veliki povečavi, boste opazili, da zvezda ni videti le kot svetleča točka, ampak kot majhen disk (Eriejev disk), obdan z več svetlimi obroči (t. i. uklonski obroči). ). Jasno je, da število in svetlost takšnih obročev neposredno vplivata na enostavnost, s katero lahko ločite tesni par. Če obstaja velika razlika v svetlosti komponent, se lahko zgodi, da se šibka zvezda preprosto "raztopi" v uklonskem vzorcu glavne zvezde. Ni zaman, da je tako dobro znane svetle zvezde, kot sta Sirius in Rigel, ki imata šibke satelite, zelo težko ločiti v majhnih teleskopih.



V primeru velike razlike v barvi komponent je naloga ločevanja dvojnika, nasprotno, nekoliko poenostavljena. Prisotnost barvnih anomalij v uklonskem vzorcu postane bolj opazna, opazovalčevo oko pa veliko hitreje opazi prisotnost šibkega satelita.

Velja, da je največja uporabna povečava, ki jo zagotavlja teleskop, približno enaka dvakratnemu premeru leče objektiva v mm, z večjo povečavo pa ne dosežemo ničesar. To ne velja za dvojne zvezde. Če je na opazovalno noč ozračje mirno, vam lahko uporaba 2- ali celo 4-kratne največje povečave pomaga opaziti nekaj "motnje" v uklonskem vzorcu, ki vam bo nakazala prisotnost vira te "interference". Seveda je to mogoče le s teleskopom z dobro optiko.

Če želite določiti povečavo, pri kateri lahko začnete ločevati tesen par, lahko uporabite naslednjo preprosto formulo:

X = 240"/S"


kjer je S kotna razdalja med binarnimi komponentami v ločnih sekundah.

Za ločevanje bližnjih zvezd lahko priporočamo tudi uporabo preproste naprave, ki se namesti na cev teleskopa in spremeni okroglo obliko odprtine, recimo, v pravilen šesterokotnik. Takšna odprtina nekoliko spremeni porazdelitev svetlobne energije na sliki zvezde: Airyjev osrednji disk postane nekoliko manjši in namesto običajnih uklonskih obročev opazimo več svetlih izbruhov v obliki vrhov. Če zavrtite takšno šobo, lahko zagotovite, da se druga zvezda pojavi med dvema sosednjima izbruhoma in tako "omogoči" zaznati njeno prisotnost.

Opazovanje dvojnih zvezd- izjemno zanimiva in fascinantna dejavnost, ki ji ljubitelji astronomije v zadnjem času posvečajo nezasluženo malo pozornosti. To je posebno, tradicionalno področje amaterske opazovalne prakse, ki združuje več načel hkrati. To je tako znanstveno - želja po preučevanju predmeta, izboljšanje našega znanja o njem, kot tehnično - želja po izboljšanju vašega teleskopa in nato iz njega »iztisniti« maksimum. V tej dejavnosti je tudi športni element - želja po doseganju maksimuma svojih zmožnosti, urjenje svojih sposobnosti, premagovanje težav, ki se pojavljajo pri tem procesu, vendar je tudi estetski element - že sam pogled na te nenavadne, nezemeljske slike, in med tisoči in tisoči dvojnikov niti dva nista enaka in včasih se med njimi najdejo prave mojstrovine narave, ki jih lahko občuduješ v nedogled. Seveda so pred kratkim, po izstrelitvi ultra natančnih satelitov v orbito, ki so izmerili skoraj vse svetle zvezde na nebu in prejeli podatke brez primere o dvojnih zvezdah, amaterske znanstvene meritve izgubile pomen, vsi drugi motivi pa so ostali ...

Poleg tega je srečen astronom, ki ima srečo, da se začne zanimati za opazovanje. dvojno. Vedno ima s čim zase in s teleskopom ob polni luni, v noči z meglico, pa tudi če živi v središču mesta, se bodo vedno našli predmeti, ki ga bodo privlačili, ga vabili, da najde nekaj novega zase oz. samo občudujte še eno lepo sliko.

Občasno opazimo dvojne zvezde, zlasti bližnje. Skoraj vsi amaterski astronomi. Praviloma za namen testiranja optike njihovih teleskopov (in težko je najti boljši test od tesnega dvojnika). Seveda nihče ne bo zavrnil občudovanja slavnih parov, kot so Albireo, - γ Cygnus ali - γ Andromeda, a posebej loviti lepe, na primer tiste, pri katerih je pomembna razlika v barvi - malo ljudi to počne, škoda: to je zelo zanimivo področje, ki obljublja veliko presenečenj. Razlike v sijaju in bližina komponent lahko povzročijo povečanje vidnega barvnega kontrasta, spremenijo odtenke komponent ali celo popolnoma spremenijo njihovo barvo. In tudi opazovanje istega para skozi različne teleskope lahko bistveno spremeni že znano sliko in pripravi presenečenja.

Nepotrebno vas je opominjati, da si morate pri ogledu in fotografiranju dvojnih zvezd prizadevati za uporabo čim bolj kakovostnega teleskopa, saj opazovanja je treba izvajati z največjimi povečavami, na primer 1,50 in celo več (apokromati omogočajo povečanje povečave na 2 in celo 30). Seveda pa pozornost na okular ne sme biti nič manjša kot na sam teleskop, velja pa spomniti na staro resnico: »Dober teleskop s slabim okularjem je slab teleskop.«

Na tej sliki iz " Laroussejeva enciklopedija astronomije"Barve zvezd so močno poudarjene, bolj kot so videti v teleskopih. Vendar pa je lahko kontrast v vizualnih parih včasih prav tako impresiven, zlasti če ga opazujemo skozi majhne teleskope. Vse zvezde so upodobljene v približno istem merilu, jug je na vrhu, vzhod je na desni. Samo ξ Boötes, katerega položajni kot zdaj znaša približno 320°, je v skoraj 50 letih od objave opazil opazno spremembo položaja zvezd.

Opazovanje dvojnih zvezd



Tematika opazovanja dvojnih in večkratnih zvezd je bila v domačih amaterskih publikacijah nekako vedno nežno zanemarjena in tudi v prej objavljenih knjigah o opazovanju dvojnih zvezd z amaterskimi sredstvi verjetno ne boste našli obilice informacij. Razlogov za to je več. Seveda ni več skrivnost, da so amaterska opazovanja binarnih zvezd z znanstvenega vidika malo vredna in da so strokovnjaki večino teh zvezd odkrili, tiste, ki še niso odkrite ali raziskane, pa so običajnim amaterjem enako nedostopne. kot polet slednjega na Mars. Natančnost amaterskih meritev je bistveno nižja kot pri astronomih, ki delajo z velikimi in natančnimi instrumenti, ki določajo značilnosti zvezdnih parov, včasih tudi izven meja vidnosti, pri čemer uporabljajo zgolj matematični aparat za opis takih sistemov. Vsi ti razlogi ne morejo opravičiti tako površnega odnosa do teh objektov. Moje stališče temelji na preprostem dejstvu, da se večina amaterjev nekaj časa nujno ukvarja z najpreprostejšimi opazovanji dvojnih zvezd. Cilji, ki jih zasledujejo, so lahko različni: od preverjanja kakovosti optike, športnega zanimanja, do resnejših nalog, kot je na lastne oči opazovanje večletnih sprememb v oddaljenih zvezdnih sistemih. Drug način, kako je lahko opazovanje dragoceno, je usposabljanje opazovalcev. Z nenehnim preučevanjem dvojnih zvezd se lahko opazovalec ohranja v dobri kondiciji, kar lahko kasneje pomaga pri opazovanju drugih objektov in poveča sposobnost opazovanja manjših in manjših podrobnosti. Primer je zgodba, ko je eden od mojih kolegov, potem ko je preživel nekaj prostih dni, poskušal razrešiti nekaj zvezdic na 1" s pomočjo reflektorja 110 mm in na koncu dosegel rezultat, ko sem jaz moral dati navzgor z večjim 150 mm Morda vsi ti cilji niso primarni cilji amaterjev, vendar se kljub temu takšna opazovanja izvajajo praviloma občasno, zato je treba to temo dodatno razkriti in urediti predhodno zbrano znano gradivo.

Če pogledate dober amaterski zvezdni atlas, boste verjetno opazili, da ima zelo velik del zvezd na nebu svoj satelit ali celo celo skupino satelitskih zvezd, ki se po zakonih nebesne mehanike zabavno gibljejo naokoli. skupno središče mase več sto let, tisoče ali celo sto tisoč let. Takoj, ko imajo na razpolago teleskop, ga mnogi takoj usmerijo v znani lepi dvojni ali večkratni sistem in včasih tako preprosto in nezapleteno opazovanje določi odnos osebe do astronomije v prihodnosti, oblikuje sliko njegove osebne odnos do dojemanja vesolja kot celote. Z ganjenostjo se spominjam svoje prve izkušnje s takšnimi opazovanji in mislim, da boste tudi vi našli kaj za povedati o tem, ampak tisto prvič, ko sem v daljnem otroštvu dobil v dar 65 mm teleskop, enega mojih prvih predmetov, Vzel sem iz knjige Dagaev "Opazovanje zvezdnega neba", tam je bil čudovit dvojni sistem Albireo. Ko premaknete svoj mali teleskop po nebu in tam v začrtanem krogu vidnega polja lebdi mimo na stotine in stotine zvezd Mlečne ceste in takrat se pojavi čudovit par zvezd, ki izstopata v tako kontrastnem razmerju ostali glavni množici, da vse tiste besede, ki so se oblikovale v vaših mislih, da bi opevali veličastnost nebesnih lepot, takoj izginejo in ostanete samo šokirani od spoznanja, da sta veličina in lepota hladnega prostora veliko višji kot tiste banalne besede, ki si jih skoraj izrekel. Tega se tudi po dolgih letih zagotovo ne pozabi.
Teleskop in opazovalec
Da bi razkrili osnove opazovanja takih zvezd, lahko dobesedno uporabite le nekaj splošnih izrazov. Vse to lahko preprosto opišemo kot kotno ločitev dveh zvezd in merjenje razdalje med njima za trenutno dobo. Pravzaprav se izkaže, da vse še zdaleč ni tako preprosto in nedvoumno. Pri opazovanju se začnejo pojavljati različni dejavniki tretjih oseb, ki vam ne omogočajo, da dosežete želeni rezultat brez nekaterih trikov. Možno je, da že veste za obstoj takšne definicije, kot je Davisova meja. To je že dolgo znana količina, ki omejuje mejo zmožnosti nekega optičnega sistema, da loči dva blizu locirana objekta. Povedano drugače, z drugim teleskopom ali spektivom boste lahko ločili (razločili) dva bliže ležeča objekta ali pa se bosta ta objekta združila v enega in ne boste mogli razrešiti tega para zvezd, ki je, namesto dveh boste videli samo eno zvezdico. Ta empirična Davisova formula za refraktor je definirana kot:
R = 120" / D (F.1)
kjer je R najmanjša razločljiva kotna razdalja med dvema zvezdama v ločnih sekundah, D je premer teleskopa v milimetrih. Iz spodnje tabele (tab.1) lahko jasno vidite, kako se ta vrednost spreminja z večanjem vhodne odprtine teleskopa. V resnici pa se lahko ta vrednost močno razlikuje med dvema teleskopoma, tudi z enakim premerom leče. To je lahko odvisno od vrste optičnega sistema, od kakovosti izdelave optike in seveda od stanja ozračja.

Kaj morate imeti, da začnete opazovati. Najpomembnejši pa je seveda teleskop. Treba je opozoriti, da mnogi amaterji napačno razlagajo Davisovo formulo, saj verjamejo, da le ta določa možnost razrešitve tesnega dvojnega para. Ni prav. Pred nekaj leti sem se srečal z amaterjem, ki se je pritoževal, da že nekaj sezon ne more ločiti para zvezd z 2,5-palčnim teleskopom, ki sta bili le 3 kotne sekunde narazen. Pravzaprav se je izkazalo, da je to poskušal narediti z majhno povečavo 25-krat, pri čemer je trdil, da ima s takšno povečavo boljšo vidljivost. Seveda je imel v nečem prav, manjše povečanje bistveno zmanjša škodljive učinke zračnih tokov v ozračju, a glavna napaka je bila, da ni upošteval še enega parametra, ki vpliva na uspešnost ločitve bližnjega para. . Govorim o vrednosti, znani kot "povečava ločljivosti".
P = 0,5 * D (F.2)
Formule za izračun te količine v drugih člankih in knjigah nisem videl tako pogosto kot opis Davisove meje, kar je verjetno razlog, zakaj imajo ljudje tako napačno predstavo o zmožnosti razrešitve tesnega para z minimalno povečavo. Res je, jasno moramo razumeti, da ta formula daje povečanje, ko je že mogoče opazovati difrakcijski vzorec zvezd in s tem tesno nameščeno drugo komponento. Še enkrat poudarjam besedo opazovati. Ker je treba za izvedbo meritev vrednost te povečave pomnožiti vsaj 4-krat, če to dopuščajo atmosferske razmere.
Nekaj ​​besed o uklonskem vzorcu. Če opazujete razmeroma svetlo zvezdo skozi teleskop pri največji možni povečavi, potem opazite, da zvezda ni prikazana kot točka, kot bi teoretično morala biti pri opazovanju zelo oddaljenega predmeta, temveč kot majhen krog, obdan z več obročev (tako imenovani uklonski obroči). Jasno je, da število in svetlost takšnih obročev neposredno vplivata na enostavnost, s katero lahko ločite tesni par. Lahko se zgodi, da se bo šibka komponenta preprosto raztopila v uklonskem vzorcu in je ne boste mogli razlikovati na ozadju svetlih in gostih obročev. Njihova intenzivnost je neposredno odvisna tako od kakovosti optike kot od koeficienta zaslona sekundarnega zrcala v primeru uporabe reflektorskega ali katadioptričnega sistema. Druga vrednost seveda ne naredi resnih prilagoditev možnosti razrešitve določenega para na splošno, toda s povečanjem zaslona se kontrast šibke komponente glede na ozadje zmanjša.

Poleg teleskopa boste seveda potrebovali tudi merilne instrumente. Če ne boste merili položaja komponent glede na drugo, potem na splošno lahko brez njih. Recimo, da ste lahko zelo zadovoljni s samim dejstvom, da ste s svojim instrumentom uspeli razrešiti bližnje zvezde in se prepričati, da je današnja stabilnost atmosfere ustrezna ali daje vaš teleskop dobre rezultate in še niste izgubili svojih nekdanjih sposobnosti in spretnost. Za globlje in resnejše namene je potrebno uporabiti mikrometer in merilno lestvico. Včasih sta takšni dve napravi v enem posebnem okularju, v žarišču katerega je nameščena steklena plošča s tankimi črtami. Običajno se oznake nanašajo na določenih razdaljah z uporabo laserja v tovarniški nastavitvi. V bližini je prikazan pogled na enega takih industrijsko proizvedenih okularjev. Ne samo, da so tam narejene oznake na vsakih 0,01 mikrona, ampak je ob robu vidnega polja označena tudi urna lestvica, ki določa položajni kot.


Takšni okularji so precej dragi in pogosto se morate zateči k drugim, običajno domačim napravam. Možno je oblikovati in izdelati domač žični mikrometer v določenem časovnem obdobju. Bistvo njegove zasnove je, da se lahko ena od dveh zelo tankih žic premakne glede na drugo, če se obroč z razdelki, ki so na njej, vrti. Z ustreznimi zobniki je mogoče zagotoviti, da popolna rotacija takega obroča povzroči zelo majhno spremembo razdalje med žicami. Seveda bo taka naprava zahtevala zelo dolgo kalibracijo, dokler se ne najde točna vrednost enega deljenja takšne naprave. Vendar je na voljo v proizvodnji. Ti napravi, tako okular kot mikrometer, za normalno delovanje zahtevata nekaj dodatnega napora s strani opazovalca. Oba delujeta na principu merjenja linearnih razdalj. Posledično je treba dve meri (linearno in kotno) povezati skupaj. To lahko storimo na dva načina, tako da iz opazovanj empirično določimo vrednost enega razdelka obeh naprav ali pa teoretično izračunamo. Druge metode ni mogoče priporočiti, saj temelji na natančnih podatkih o goriščni razdalji optičnih elementov teleskopa, če pa je ta znana dovolj natančno, lahko kotne in linearne mere povežemo z razmerjem:
A = 206265" / F (F.3)
To nam daje kotno magnitudo predmeta, ki se nahaja v glavnem žarišču teleskopa (F) in velikosti 1 mm. Preprosto povedano, potem bo en milimeter v glavnem žarišču 2000 mm teleskopa enakovreden 1,72 kotni minuti . Prva metoda se pogosto izkaže za bolj natančno, vendar zahteva precej časa. Na teleskop postavite poljuben merilni instrument in poglejte zvezdo z znanimi koordinatami. Ustavite urni mehanizem teleskopa in zabeležite čas, ki je potreben, da zvezda potuje od enega razdelka do drugega. Več dobljenih rezultatov se povpreči in kotna razdalja, ki ustreza položaju obeh oznak, se izračuna po formuli:
A = 15 * t * COS(D) (F.4)
Izvajanje meritev
Kot smo že omenili, se naloge, ki so zastavljene opazovalcu dvojnih zvezd, zmanjšajo na dve preprosti stvari - ločitev na komponente in merjenje. Če vse, kar je opisano prej, služi kot pomoč pri reševanju prve naloge, določanju možnosti za njeno izvedbo in vsebuje določeno količino teoretičnega gradiva, potem ta del obravnava vprašanja, ki so neposredno povezana s postopkom merjenja zvezdnega para. Če želite rešiti to težavo, morate izmeriti le nekaj količin.
Položajni kot


Ta količina se uporablja za opis smeri enega predmeta glede na drugega ali za zanesljivo pozicioniranje na nebesni sferi. V našem primeru gre za določitev položaja druge (šibkejše) komponente glede na svetlejšo. V astronomiji se položajni kot meri od točke, ki kaže proti severu (0°) in nato proti vzhodu (90°), jugu (180°) in zahodu (270°). Dve zvezdi z enakim rektascenzijem imata položajni kot 0° ali 180°. Če imata enako deklinacijo, bo kot 90° ali 270°. Natančna vrednost bo odvisna od položaja teh zvezd glede na drugo (katera je na desni, katera je višja in tako naprej) in katera od teh zvezd je izbrana za referenčno točko. V primeru dvojnih zvezd se ta točka vedno šteje za svetlejšo komponento. Pred merjenjem položajnega kota je treba merilno skalo pravilno usmeriti glede na smer sveta. Poglejmo, kako naj bi se to zgodilo pri uporabi mikrometrskega okularja. S postavitvijo zvezde v središče vidnega polja in izklopom urnega mehanizma prisilimo zvezdo, da se premika v vidnem polju teleskopa od vzhoda proti zahodu. Točka, v kateri bo zvezda presegla meje vidnega polja, je točka smeri proti zahodu. Če ima okular kotno lestvico na robu vidnega polja, je treba z vrtenjem okularja nastaviti vrednost 270 stopinj na točki, kjer zvezda zapusti vidno polje. Pravilno namestitev lahko preverite tako, da teleskop premaknete tako, da se zvezda šele začne pojavljati izven vidnega polja. Ta točka mora sovpadati z oznako 90 stopinj, zvezda pa naj med svojim gibanjem preide središčno točko in začne zapuščati vidno polje točno pri oznaki 270 stopinj. Po tem postopku se je treba ukvarjati z orientacijo osi sever-jug. Ne smemo pa pozabiti, da lahko teleskop ustvari tako teleskopsko sliko (primer popolnoma obrnjene slike vzdolž dveh ose) kot obrnjeno sliko vzdolž samo ene osi (pri uporabi zenit prizme ali odklonskega ogledala). ). Če se zdaj osredotočimo na zvezdni par, ki nas zanima, potem, ko postavimo glavno zvezdo v središče, je dovolj, da odčitamo kot druge komponente. Takšne meritve je seveda najbolje izvajati pri največji možni povečavi za vas.
Merjenje kotov


Pravzaprav je najtežji del dela že opravljen, kot je opisano v prejšnjem razdelku. Preostane le še vzeti rezultate merjenja kota med zvezdami z mikrometrske lestvice. Tu ni posebnih trikov in načini za pridobivanje rezultata so odvisni od specifične vrste mikrometra, vendar bom razkril splošno sprejeta načela na primeru domačega žičnega mikrometra. Usmerite svetlo zvezdo na prvo oznako žice v mikrometru. Nato z vrtenjem označenega obroča poravnajte drugo komponento zvezdnega para in drugo linijo naprave. Na tej stopnji si morate za nadaljnje operacije zapomniti odčitke vašega mikrometra. Zdaj z vrtenjem mikrometra za 180 stopinj in uporabo mehanizma za natančno premikanje teleskopa znova poravnajte prvo črto v mikrometru z glavno zvezdo. Druga oznaka naprave mora biti v skladu s tem oddaljena od druge zvezdice. Ko zasukate mikrometrsko ploščo, tako da druga oznaka sovpada z drugo zvezdico, in z novo vrednostjo lestvice odštejete od nje staro vrednost naprave, da dobite dvojni kot. Morda se zdi nerazumljivo, zakaj je bil izveden tako zapleten postopek, ko pa bi lahko bil preprostejši z odčitavanjem odčitkov s tehtnice brez obračanja mikrometra. To je vsekakor lažje, vendar bo v tem primeru merilna natančnost nekoliko slabša kot v primeru uporabe zgoraj opisane tehnike dvojnega kota. Poleg tega ima lahko ničelna oznaka na domačem mikrometru nekoliko dvomljivo natančnost in izkaže se, da ne delamo z ničelno vrednostjo. Seveda moramo za relativno zanesljive rezultate postopek merjenja kota večkrat ponoviti, da dobimo povprečen rezultat številnih opazovanj.
Druge merilne tehnike
Zgoraj opisani principi za merjenje razdalje in položajnega kota tesnega para so v bistvu klasične metode, katerih uporabo najdemo tudi v drugih vejah astronomije, na primer v selenografiji. Toda pogosto amaterji nimajo dostopa do natančnega mikrometra in se morajo zadovoljiti z drugimi razpoložljivimi sredstvi. Recimo, če imate okular z nitnim križem, potem lahko z njim opravite preproste kotne meritve. Za zelo blizu par zvezd to ne bo delovalo povsem natančno, za širše pa lahko uporabite dejstvo, da zvezda z deklinacijo d na sekundo časa, na podlagi formule F.4, prepotuje pot 15 * Cos(d ) ločnih sekund. Če izkoristite to dejstvo, lahko zaznate časovno obdobje, ko obe komponenti sekata isto linijo okularja. Če je položajni kot takšnega zvezdnega para 90 ali 270 stopinj, potem imate srečo in vam ni treba izvajati nobenih nadaljnjih računskih dejanj, samo večkrat ponovite celoten postopek merjenja. V nasprotnem primeru morate uporabiti zvite metode za določitev kota položaja in nato s pomočjo trigonometričnih enačb za iskanje stranic v trikotniku izračunati razdaljo med zvezdami, ki bi morala biti vrednost:
R = t * 15 * Cos(d) / Sin(PA) (F.5)
kjer je PA položajni kot druge komponente. Če na ta način merite več kot štirikrat ali petkrat in imate natančnost merjenja časa (t) najmanj 0,1 sekunde, potem lahko z uporabo okularja z največjo možno povečavo upravičeno pričakujete, da boste dosegli natančnost merjenja do 0,5 kotne sekunde ali celo bolje. Samoumevno je, da mora biti nitni križ v okularju postavljen točno pod kotom 90 stopinj in usmerjen po smereh v različne kardinalne smeri ter da je treba pri položajnih kotih blizu 0 in 180 stopinj tehniko merjenja nekoliko spremeniti. V tem primeru je bolje, da nitni križ nekoliko odklonimo za 45 stopinj glede na poldnevnik in uporabimo naslednjo metodo: z opazovanjem dveh trenutkov, ko obe komponenti sekata eno izmed črt križnega križa, dobimo časa t1 in t2 v sekundah. . V času t (t=t2-t1) zvezda prepotuje pot X ločnih sekund:
X = t * 15 * Cos(delta) (F.6)
Zdaj, ko poznamo položajni kot in splošno orientacijo merilne črte nitnega križa v okularju, lahko prejšnji izraz dopolnimo z drugim:
X = R * | Cos(PA) + Sin(PA) | (za orientacijo JV-SZ) (F.7)
X = R * | Cos(PA) - Sin(PA) | (za orientacijo po SV-JZ črti)
Zelo oddaljeno komponento je mogoče postaviti v vidno polje tako, da ne zaide v vidno polje okularja, saj se nahaja na njegovem samem robu. V tem primeru, če poznate tudi položajni kot, čas prehoda druge zvezde skozi vidno polje in samo to vrednost, lahko začnete z izračuni na podlagi izračuna dolžine tetive v krogu z določenim polmerom. Položajni kot lahko poskusite določiti z uporabo drugih zvezd v vidnem polju, katerih koordinate so znane vnaprej. Z merjenjem razdalj med njimi z mikrometrom ali štoparico po zgoraj opisani tehniki lahko poskusite najti manjkajoče vrednosti. Samih formul tukaj seveda ne bom navedel. Njihov opis lahko zavzame precejšen del tega članka, še posebej, ker jih je mogoče najti v učbenikih geometrije. Resnica je nekoliko bolj zapletena z dejstvom, da boste v idealnem primeru morali reševati probleme s sferičnimi trikotniki, to pa ni isto kot trikotniki na ravnini. Če pa uporabljate tako zapletene merilne metode, lahko v primeru binarnih zvezd, ko so komponente nameščene blizu druga drugi, poenostavite svojo nalogo tako, da popolnoma pozabite na sferično trigonometrijo. Na natančnost takšnih rezultatov (že tako netočnih) to ne more močno vplivati. Najboljši način za merjenje kota položaja je uporaba kotomera, kakršnega uporabljajo v šolah, in ga prilagodite za uporabo z okularjem. To bo precej natančno in, kar je najpomembneje, zelo dostopno.
Med preprostimi merilnimi metodami lahko omenimo še eno, precej izvirno, ki temelji na uporabi uklonske narave. Če na vhodno odprtino svojega teleskopa postavite posebej izdelano rešetko (izmenično vzporedni trakovi odprte odprtine in zaslonke), potem boste, ko pogledate nastalo sliko skozi teleskop, našli vrsto šibkejših "satelitov" okoli vidnih zvezd. Kotna razdalja med "glavno" zvezdo in "najbližjim" dvojčkom bo enaka:
P = 206265 * lambda / N (F.8)
Tu je P kotna razdalja med dvojno in glavno sliko, N je vsota širin odprtega in oklopljenega odseka opisane naprave, lambda pa je valovna dolžina svetlobe (560nm je največja občutljivost očesa). Če zdaj merite tri kote z vrsto naprave za merjenje kotov položaja, ki vam je na voljo, se lahko zanesete na formulo in izračunate kotno razdaljo med komponentama na podlagi zgoraj opisanega pojava in kotov položaja:
R = P * Sin | PA1 - PA | / Greh | PA2 - PA | (F.10)
Vrednost P je bila opisana zgoraj, koti PA, PA1 in PA2 pa so definirani kot: PA je položajni kot druge komponente sistema glede na glavno sliko glavne zvezde; PA1 - položajni kot glavne slike glavne zvezde glede na sekundarno sliko glavne zvezde plus 180 stopinj; PA2 je položajni kot glavne slike druge komponente glede na sekundarno sliko glavne zvezde. Kot glavno pomanjkljivost je treba omeniti, da pri uporabi te metode opazimo velike izgube v svetlosti zvezd (več kot 1,5-2,0 m) in dobro deluje le na svetlih parih z majhno razliko v svetlosti.
Po drugi strani pa so sodobne metode v astronomiji omogočile preboj v opazovanju binarnih sistemov. Fotografija in CCD astronomija nam omogočata nov pogled na proces pridobivanja rezultatov. S sliko CCD in fotografijo obstaja metoda merjenja števila slikovnih pik ali linearne razdalje med parom zvezd. Po kalibraciji slike z izračunom magnitude ene enote na podlagi drugih zvezd, katerih koordinate so znane vnaprej, izračunate želene vrednosti. Uporaba CCD je veliko boljša. V tem primeru je lahko merilna natančnost za red velikosti večja kot pri vizualni ali fotografski metodi. CCD z visoko ločljivostjo lahko posname zelo tesne pare, naknadna obdelava z različnimi astrometričnimi programi pa lahko ne le olajša celoten proces, ampak tudi zagotovi izjemno visoko natančnost do nekaj desetink ali celo stotink delcev ločne sekunde.

> Dvojne zvezdice

– značilnosti opazovanja: kaj je s fotografijami in videoposnetki, zaznavanje, razvrščanje, večkratniki in spremenljivke, kako in kje iskati pri velikem medvedu.

Zvezde na nebu pogosto tvorijo grozde, ki so lahko gosti ali, nasprotno, razpršeni. Toda včasih se med zvezdami pojavijo močnejše povezave. In potem je v navadi govoriti o dvojnih sistemih oz dvojne zvezde. Imenujejo se tudi večkratniki. V takih sistemih zvezde neposredno vplivajo druga na drugo in se vedno razvijajo skupaj. Primere takšnih zvezd (tudi s prisotnostjo spremenljivk) lahko najdemo dobesedno v najbolj znanih ozvezdjih, na primer Velikega medveda.

Odkritje dvojnih zvezd

Odkritje dvojnih zvezd je bil eden prvih dosežkov z uporabo astronomskih daljnogledov. Prvi sistem te vrste je bil par Mizar v ozvezdju Velikega medveda, ki ga je odkril italijanski astronom Riccoli. Ker je v vesolju neverjetno veliko zvezd, so se znanstveniki odločili, da Mizar ne more biti edini binarni sistem. In njihova domneva se je glede na prihodnja opazovanja izkazala za povsem upravičeno.

Leta 1804 je William Herschel, slavni astronom, ki je 24 let opravljal znanstvena opazovanja, objavil katalog s podrobnostmi o 700 dvojnih zvezdah. Toda tudi takrat ni bilo informacij o tem, ali obstaja fizična povezava med zvezdami v takšnem sistemu.

Majhna komponenta "sesa" plin iz velike zvezde

Nekateri znanstveniki so zavzeli stališče, da so dvojne zvezde odvisne od skupne zvezdne povezave. Njihov argument je bil heterogeni sijaj komponent para. Zato se je zdelo, da ju loči precejšnja razdalja. Da bi potrdili ali ovrgli to hipotezo, so bile potrebne meritve paralaktičnega premika zvezd. Herschel se je lotil te misije in na svoje presenečenje ugotovil naslednje: trajektorija vsake zvezde ima kompleksno elipsoidno obliko in ne videz simetričnih nihanj s periodo šestih mesecev. V videu lahko opazujete razvoj dvojnih zvezd.

Ta videoposnetek prikazuje razvoj tesnega binarnega para zvezd:

Podnapise lahko spremenite s klikom na gumb "cc".

Po fizikalnih zakonih nebesne mehanike se dve telesi, ki sta gravitacijsko povezani, gibljeta po eliptični orbiti. Rezultati Herschelove raziskave so postali dokaz domneve, da v binarnih sistemih obstaja povezava gravitacijskih sil.

Razvrstitev dvojnih zvezd

Dvojne zvezde so običajno razvrščene v naslednje vrste: spektralne dvojne zvezde, fotometrične dvojne zvezde in vizualne dvojne zvezde. Ta klasifikacija daje predstavo o zvezdni klasifikaciji, vendar ne odraža notranje strukture.

S pomočjo teleskopa lahko preprosto določite dvojnost vizualnih dvojnih zvezd. Danes obstajajo dokazi o 70.000 vizualnih dvojnih zvezdah. Še več, samo 1% jih ima zagotovo svojo orbito. Eno orbitalno obdobje lahko traja od nekaj desetletij do nekaj stoletij. Gradnja orbitalne poti pa zahteva veliko truda, potrpljenja, natančne izračune in dolgotrajna opazovanja v observatoriju.

Znanstvena skupnost ima pogosto informacije le o nekaterih fragmentih orbitalnega gibanja, manjkajoče odseke poti pa rekonstruira z deduktivno metodo. Ne pozabite, da je orbitalna ravnina lahko nagnjena glede na vidno črto. V tem primeru se navidezna orbita resno razlikuje od dejanske. Seveda je z visoko natančnostjo izračunov mogoče izračunati pravo orbito binarnih sistemov. Za to uporabimo prvi in ​​drugi Keplerjev zakon.

Mizar in Alcor. Mizar je dvojna zvezda. Na desni je satelit Alcor. Med njima je le eno svetlobno leto

Ko je določena prava orbita, lahko znanstveniki izračunajo kotno razdaljo med dvojnimi zvezdami, njihovo maso in njihovo rotacijsko dobo. Pogosto se za to uporablja Keplerjev tretji zakon, ki pomaga najti vsoto mas komponent para. Toda za to morate poznati razdaljo med Zemljo in dvojno zvezdo.

Dvojne fotometrične zvezde

Dvojno naravo takšnih zvezd lahko razberemo le iz občasnih nihanj svetlosti. Med premikanjem se zvezde te vrste izmenjujejo in blokirajo druga drugo, zato jih pogosto imenujemo mrkovi dvojniki. Orbitalne ravnine teh zvezd so blizu smeri vidne črte. Manjša kot je površina mrka, manjša je svetlost zvezde. S preučevanjem svetlobne krivulje lahko raziskovalec izračuna naklonski kot orbitalne ravnine. Ko sta zabeležena dva mrka, bosta na krivulji svetlobe dva minimuma (zmanjšanja). Obdobje, ko opazimo 3 zaporedne minimume na svetlobni krivulji, imenujemo orbitalno obdobje.

Obdobje dvojnih zvezd traja od nekaj ur do nekaj dni, zaradi česar je krajše v primerjavi z obdobjem vizualnih dvojnih zvezd (optičnih dvojnih zvezd).

Spektralne dvojne zvezde

Z metodo spektroskopije raziskovalci posnamejo proces cepitve spektralnih črt, ki nastane kot posledica Dopplerjevega učinka. Če je ena komponenta šibka zvezda, potem lahko na nebu opazimo le periodična nihanja v položajih posameznih črt. Ta metoda se uporablja le, kadar so komponente binarnega sistema na minimalni razdalji in je njihova identifikacija s pomočjo teleskopa zapletena.

Dvojne zvezde, ki jih lahko preučujemo z Dopplerjevim učinkom in spektroskopom, imenujemo spektralno dvojne. Vendar pa vsaka dvojna zvezda nima spektralnega značaja. Obe komponenti sistema se lahko približujeta in oddaljujeta drug od drugega v radialni smeri.

Po rezultatih astronomskih raziskav se večina dvojnih zvezd nahaja v galaksiji Rimska cesta. Procentualno razmerje enojnih in dvojnih zvezdic je izjemno težko izračunati. Z odštevanjem lahko od celotne zvezdne populacije odštejemo število znanih dvojnih zvezd. V tem primeru postane jasno, da so dvojne zvezde v manjšini. Vendar te metode ni mogoče imenovati zelo natančne. Astronomi poznajo izraz "učinek selekcije". Da bi določili binarnost zvezd, je treba določiti njihove glavne značilnosti. Za to bo koristna posebna oprema. V nekaterih primerih je izredno težko odkriti dvojne zvezde. Tako vizualno dvojne zvezde pogosto niso vidne na pomembni razdalji od astronoma. Včasih je nemogoče določiti kotno razdaljo med zvezdami v paru. Za odkrivanje spektroskopskih dvojnih zvezd ali fotometričnih zvezd je potrebno skrbno izmeriti valovne dolžine v spektralnih linijah in zbrati modulacije svetlobnih tokov. V tem primeru bi moral biti sijaj zvezd precej močan.

Vse to močno zmanjša število zvezd, primernih za študij.

Glede na teoretični razvoj se delež dvojnih zvezd v zvezdni populaciji giblje od 30 % do 70 %.

Težava odvečne teže se počuti ne le poleti na plaži. Vsak dan, ko se pogledate v ogledalo, morate žalostno opaziti dvojno brado, čeljusti in zamegljene konture. Na srečo je vse to mogoče prikriti, če obvladate ličenje za poln obraz z vsemi njegovimi odtenki.

Posebnosti

Za polna dekleta vizažisti ponujajo ličila, katerih glavna naloga je podaljšati obraz in ga vizualno tanjšati. Da bi to rešili, se uporabljajo tehnike, kot sta konturiranje (da so obrisi jasnejši) in navpično senčenje.

Ton in olajšanje

  1. Brez podlage, ki modelira konture in jih vizualno raztegne, je ličenje nemogoče.
  2. Svetla podlaga (primer) poudari oval, temnejša - vse ostalo (ne pozabite na vrat in dekolte).
  3. Korektorji morajo biti mat in goste teksture.
  4. Pomembno je, da poudarite oči, zato temne kolobarje pod njimi prekrijte s korektorjem.
  5. Puder je kompakten in se ne sveti.
  6. Z mehkim čopičem nanesite rdečilo od zgoraj navzdol. Idealni odtenki - bež, bronasta.

Oči in obrvi

  1. Dajte prednost podaljšani maskari.
  2. Omejite biserne sence.
  3. Previdno senčite vse prehode odtenkov.
  4. Notranje vogale je treba osvetliti, zunanje vogale pa zatemniti.
  5. Vse črte morajo biti usmerjene navzgor.
  6. Bolje je senčiti konce.
  7. Obrvi ne smejo biti pretanke ali preširoke. Upogib je zmeren.

Ustnice

  1. Ustnicam ni treba dodajati dodatnega volumna.
  2. Izključeno je tudi oblikovanje ustnic.
  3. Mlada dekleta lahko uporabljajo nevsiljive bleščice.
  4. Po 35 letih je bolje dati prednost mat šminki - koralni ali roza.

Če imate poln obraz, ne skrbite. Običajno imajo dekleta s to napako zelo lepe oči, gladko, čisto kožo in brez gub. Poskusite s spretnim ličenjem poudariti svoje prednosti in čim bolj prikriti svoje zbledele poteze.

Uskladite svojo barvo oči

Pri tej vrsti ličila je treba upoštevati barvo oči, saj je priporočljivo, da se osredotočite nanje.

Za zelene oči

  1. Če želite poudariti zelene oči na polnem obrazu, boste potrebovali sence v odtenkih, kot so turkizna, zelena, rumena in modra.
  2. Za razliko od ličil za modrooke lepotice bo to zahtevalo večplastno tehniko. Zato se ne bojte nanesti več plasti sence.
  3. Glavna stvar je, da ne pozabite vse temeljito senčiti. Poln obraz ne prenaša kontrastov.
  4. Barvo črtala za oči izberite tako, da se ujema s sencami: naj bo nekoliko bolj bogata.
  5. Dvignite puščice navzgor, da vodoravne črte ne naredijo obraza še bolj polnega.
  6. Za dnevno ličenje uporabite modro ali zeleno maskaro. Za praznična, večerna oblačila - črna ali rjava.
  7. Da bodo vaše ustnice bolj izrazite, vzemite šminko ali sijaj s šimrom. Priporočen odtenek je svetla češnja ali koral.

Za modrooke

  1. Priporočena paleta senčil: srebrna, roza, zlata, biserna, vijolična, lila, morsko zelena, turkizna. Če to storite, lahko vzamete črno in rjavo.
  2. Za modre oči morate uporabiti najlažje tehnike. Večplastnost je izključena. Tako lahko sence nanesete v 1-2 slojih, vendar ne več.
  3. Enako je z maskaro. Ne pretiravajte: 1 nanos bo dovolj. Priporočene barve - siva, rjava (za podnevi), črna (za večer).
  4. Šminka in lip gloss sta lahko v roza tonu, vendar ob upoštevanju starosti. Po 35 je bolje uporabiti smetano ali bordo. Glavna stvar je brez vlage in volumna.
  5. Umetniki ličenja predlagajo uporabo teh istih barvnih rešitev za dekleta s sivimi očmi.

Za rjavooke

  1. Ličila za poln obraz z rjavimi očmi se začnejo s pravilnim izborom. Izberite bež ali marelične odtenke - vizualno podaljšajo vaše poteze.
  2. Če želite svojim ličnicam dodati definicijo, nanje nanesite lila-roza rdečilo. Tiste iz terakote odmaknite – naredile jih bodo ravne.
  3. Paleta senc naj vam odpre oči. Barve v vaši paleti so modra, vijolična, bronasta, zlata, kostanjeva, bež, medena, roza.
  4. Podloga je lahko modra, zlata, vijolična, kostanjeva, črna - da se ujema z barvo senc. Bolje je, da puščice zavrtite navzgor.
  5. Za trepalnice boste potrebovali podaljšano maskaro v črni, modri, rjavi ali vijolični barvi.
  6. Oblika obrvi mora biti pravilna. Izogibajte se ravnim vodoravnim linijam in preveč izrazitim spogledljivim oblinam.
  7. Šminka in bleščilo za ustnice sta lahko v naslednjih barvah: zrela češnja, topli nude, roza neon, koralna.

Izbira barvne sheme ličila je lahko odvisna tudi od barve las. Toda oči imajo pri tej zadevi odločilno vlogo.

Navodila po korakih

Različne možnosti stilskega ličenja za debele ženske jim omogočajo, da se počutijo privlačne in lepe tako v vsakdanjem življenju kot na počitnicah. Osnovno (in) je treba obvladati.

Dan

  1. Za podaljšanje polnega obraza uporabite tekočino Fundacija brez silikona. Posebno pozornost posvetite maskiranju nosnih kril in strani lic.
  2. Za izravnavo tona je bolje vzeti mat prah.
  3. Da bi bile konture obraza jasnejše in bolj izrazite, jih je treba zatemniti, sredino (nos, čelo, brado) pa čim bolj osvetliti. Če želite to narediti, lahko delate s korektorjem neposredno na vrhu pudra.
  4. Na ličnice lahko nanesete peščeno rdečilo.
  5. Zgornje veke so pobarvane v 1 plasti z biserno materjo. Srebrna barva je boljša.
  6. Zelo tanke puščice vzdolž zgornjih vek so narisane v antracitni barvi in ​​ukrivljene navzgor.
  7. Pri dnevnem ličenju ne delamo s spodnjim delom oči.
  8. Oči odpremo s sivo podaljšano maskaro v 1 sloju.
  9. Za ustnice vzemite sijajni sijaj v naravnem odtenku.

Večer

  1. Rožnati korektor vam omogoča, da poudarite konture obraza.
  2. Za brezhiben make-up namenite posebno pozornost kamuflaži vratnega izreza.
  3. Koralno svetlo rdečilo bo podaljšalo ličnice.
  4. Sence padajo na zgornjo veko v plasteh: črna, antracitna, smaragdna. Glavna stvar je, da vse dobro zasenčite, da ne ustvarite kontrastov.
  5. Spodnje veke so zasenčene z odtenkom mokrega asfalta.
  6. Črne puščice naj sledijo obliki očesa in se povezujejo na vrhu, vodijo črte do templjev.
  7. Zunanje vogale lahko poudarite z belim črtalom ali sencami.
  8. Maskara v 2 slojih - črno podaljšanje.
  9. Bolje je, da ne uporabljate bleščic in šimra.
  10. Mat koralna šminka in prozoren sijaj bosta dopolnila vaš večerni makeup.

Če so vzrok notranji kompleksi, imate samo dva načina za rešitev težave. Prvi je shujšati. Vendar je dolgo in zahteva veliko moči in potrpljenja. Drugi je, da se naučite pravilnega ličila za poln obraz, ki bo vizualno tanjši. V takšni situaciji ne zanemarite nasvetov vizažistov – z njimi boste videti veliko bolje.
Naključni članki

Gor