Діти та батьки
21.06.2023

Подвійні зірки: Забуте задоволення. Фотометричні подвійні зірки Подвійні зірки в телескоп

Спостереженню подвійних і кратних зірок завжди приділялося дуже багато уваги. Навіть у минулі роки достатку гарної астрономічної літератури, ця тема часто обходилася стороною, і ви навряд чи знайдете багато інформації. Причина цього, можливо, у невисокій наукової значущості подібних спостережень. Адже не секрет, що точність аматорських вимірів параметрів подвійних зірок, як правило, значно нижча, ніж у астрономів-професіоналів, які мають можливість працювати на великих інструментах.

Проте практично всі любителі астрономії хоча б протягом короткого періоду часу обов'язково займаються спостереженнями подвійних зірок. Цілі, які вони при цьому переслідують, можуть бути зовсім різними: від перевірки якості оптики чи суто спортивного інтересу до проведення справді науково значущих вимірів.


Крім того, спостереження подвійних зірок є ще і відмінним тренуванням зору любителя астрономії. Розглядаючи тісні пари, спостерігач розвиває у собі здатність помічати незначні, дрібні деталі зображення, підтримуючи себе, в такий спосіб, у хорошій формі, що надалі обов'язково позначається під час спостереження інших небесних об'єктів. Хорошим прикладом може послужити історія, коли один із моїх колег, витративши кілька вихідних днів, намагався дозволити пару зірок з поділом в 1", використовуючи 110-мм рефлектор, і, зрештою, досяг результату. У свою чергу, мені після великої перерви у спостереженнях довелося рятувати перед цією парою з куди більшим інструментом.

Телескоп та спостерігач

Суть спостереження подвійної зірки гранично проста і полягає у поділі зіркової пари на окремі компоненти та визначенні їх взаємного розташування та відстані між ними. Однак на практиці все виявляється далеко не так просто та однозначно. Під час спостережень починають виявлятися різноманітні сторонні чинники, які дозволяють без деяких хитрощів досягти потрібного вам результату. Можливо, вам уже відомо про існування такого поняття, як межа Девіса. Ця величина визначає можливості деякої оптичної системи у поділі двох близько розташованих точкових джерел світла, інакше кажучи, визначає роздільну здатність р вашого телескопа. Значення цього параметра в кутових секундах може бути обчислено за такою простою формулою:

ρ = 120"/D


де D – діаметр об'єктиву телескопа в міліметрах.

Крім діаметра об'єктива роздільна здатність телескопа залежить також від типу оптичної системи, від якості виготовлення оптики, та й, зрозуміло, від стану атмосфери та навичок спостерігача.

Що потрібно мати для того, щоб розпочати спостереження? Найголовніше, звісно, ​​телескоп. І що більше діаметр його об'єктиву, то краще. Крім цього, вам знадобиться окуляр (або лінза Барлоу), що дає велике збільшення. На жаль, деякі любителі не завжди правильно використовують закон Девіса, вважаючи, що тільки він визначає можливість дозволу тісної подвійної пари. Кілька років тому я зустрічався з одним любителем-початківцем, який скаржився на те, що вже протягом декількох сезонів не може розділити в свій 65-мм телескоп пару зірок, розташованих на відстані 2" один від одного. Виявилося, що він намагався зробити це, використовуючи всього 25-кратне збільшення, аргументуючи це тим, що з таким збільшенням у телескопа краща видимість, безумовно, він мав рацію в тому, що невелике збільшення значно зменшує шкідливий вплив повітряних потоків в атмосфері, однак він не врахував, що при такому малому збільшенні око просто не здатне розрізнити два тісно розташовані джерела світла!

Окрім телескопа вам можуть знадобитися ще й вимірювальні прилади. Втім, якщо ви не збираєтеся вести вимірювання положень компонентів щодо один одного, можна обійтися і без них. Скажімо, вас цілком може влаштувати сам факт того, що вам вдалося провести поділ близько розташованих зірок вашим інструментом і переконатися, що стабільність атмосфери сьогодні підходяща або ваш телескоп дає хороші показники, а ви ще не втратили колишніх навичок та спритність.

Для вирішення більш серйозних завдань необхідно використовувати мікрометр для вимірювання відстаней між зірками та годинниковою шкалою для визначення позиційних кутів. Іноді ці два прилади можна зустріти поєднаними в одному окулярі, у фокусі якого встановлюється скляна пластинка з нанесеними на ній шкалами, які дозволяють проводити відповідні виміри. Подібні очки випускаються різними зарубіжними фірмами (зокрема, Meade, Celestron та ін.), якийсь час тому їх також виготовляли на новосибірському підприємстві "Точприлад".

Проведення вимірів

Як ми вже говорили, вимірювання характеристик подвійної зірки зводиться до визначення взаємного розташування складових її компонентів та кутової відстані між ними.

Позиційний кут. В астрономії ця величина використовується для опису напрямку одного об'єкта щодо іншого для впевненого позиціонування на небесній сфері. У разі подвійних зірок термін позиційного кута включає визначення положення більш слабкого компонента щодо більш яскравого, який приймається за точку відліку. Позиційні кути відраховуються від напрямку на північ (0°) і далі у бік сходу (90°), півдня (180°) та заходу (270°). Таким чином, дві зірки з однаковим прямим сходженням мають кут позицій 0° або 180°. У разі, якщо вони мають однакову відміну, кут буде дорівнює або 90°, або 270°.

Перш ніж буде проведено вимірювання позиційного кута, необхідно правильно зорієнтувати вимірювальну шкалу окуляра-мікрометра. Помістивши зірку в центр поля зору та вимкнувши годинниковий механізм (полярна вісь монтування має бути виставлена ​​на полюс світу), ми змусимо зірку переміщатися у поле зору телескопа зі сходу на захід. Точка, в якій зірка виходитиме за межі поля зору, і є точка напряму на захід. Якщо тепер, обертаючи окуляр навколо осі, поєднати зірку зі значенням 270° на годинниковій шкалі мікрометра, можна вважати, що ми виконали необхідну установку. Оцінити точність виконаної роботи можна, зсунувши телескоп так, щоб зірка тільки-но почала з'являтися з-за кордону видимості. Ця точка появи повинна збігтися з відміткою 90° на годинниковій шкалі, після чого зірка в ході свого добового руху має знову пройти точку центру та вийти за межі поля зору у позначці 270°. Якщо цього немає, то процедуру орієнтації мікрометра слід повторити.



Якщо тепер навести телескоп на зоряну пару, що вас цікавить, і помістити головну зірку в центр поля зору, то подумки провівши лінію між нею і другим компонентом, ми отримаємо необхідне значення позиційного кута, знявши його значення з годинної шкали мікрометра.

Розподіл компонентів.Правду кажучи, найскладніша частина роботи вже зроблена. Нам залишається лише виміряти відстань між зірками за лінійною шкалою мікрометра і потім перевести отриманий результат з лінійної міри до кутової.

Очевидно, що для такого перекладу нам необхідно прокалібрувати шкалу мікрометра. Це робиться так: наведіть телескоп на зірку з добре відомими координатами. Зупиніть часовий механізм телескопа і засічіть час, за який зірка проходить шлях від одного крайнього поділу шкали до іншого. Повторіть цю процедуру кілька разів. Отримані результати вимірів усереднюються, і кутова відстань, що відповідає положенню двох крайніх відміток на шкалі окуляра, обчислюється за формулою:

А = 15 х t х cos δ


де f – час проходження зірки, δ – відмінювання зірки. Розділивши потім величину А на кількість поділів шкали, ми отримаємо ціну поділу мікрометра у кутовій мірі. Знаючи цю величину, ви легко зможете обчислити кутову відстань між компонентами подвійної зірки (помноживши кількість поділів шкали, що поміщаються між зірками, на ціну поділу).

Спостереження тісних пар

Грунтуючись на своєму досвіді, можу сказати, що поділ зірок з відстанню, близьку до межі Девіса, стає майже неможливим, і тим сильніше це проявляється, чим більша різниця в зоряних величинах між компонентами пари. В ідеалі правило Девіса працює, якщо зірки мають однакову яскравість.

Розглядаючи в телескоп відносно яскраву зірку при великому збільшенні, можна помітити, що зірка виглядає не просто точкою, що світиться, а як невеликого розміру диск (диск Ері), оточений декількома світлими кільцями (так звані дифракційні кільця). Зрозуміло, що кількість та яскравість таких кілець безпосередньо впливає на легкість, з якою ви зможете розділити тісну пару. У разі суттєвої різниці у блиску компонентів може вийти так, що слабка зірка просто "розчиниться" у дифракційній картині головної зірки. Недарма такі відомі яскраві зірки, як Сіріус і Рігель, які мають слабких супутників, дуже складно піддаються поділу на невеликі телескопи.



У разі великої різниці у кольорі компонентів завдання поділу подвійне, навпаки, дещо спрощується. Наявність колірних аномалій у дифракційній картині стає помітнішим, і око спостерігача набагато швидше зауважує наявність слабкого супутника.

Вважається, що максимально корисне збільшення, яке дається телескопом, приблизно дорівнює подвоєному діаметру об'єктива в мм, і використання більшого збільшення ні до чого не призводить. У подвійних зірок це не так. Якщо атмосфера в ніч спостереження спокійна, то використання 2-х або навіть 4-х кратного максимального збільшення можливо допоможе побачити деякі "обурення" в дифракційній картині, що вкаже вам на присутність джерела цих "перешкод". Зрозуміло, це можна зробити тільки на телескопі з гарною оптикою.

Для визначення збільшення, з якого можна почати розділяти тісну пару, можна скористатися такою простою формулою:

X = 240"/S"


де S - кутова відстань між подвійними компонентами в секундах дуги.

Для поділу тісних зірок можна порадити також використовувати нехитрий пристрій, який одягається на трубу телескопа і перетворює круглу форму апертури, скажімо, на правильний шестикутник. Подібне діафрагмування дещо змінює розподіл світлової енергії у зображенні зірки: центральний диск Ері стає дещо меншим у розмірах, а замість звичних дифракційних кілець спостерігаються кілька яскравих пікоподібних сплесків. Якщо обертати таку насадку, можна домогтися того, що друга зірка опиниться між двома сусідніми сплесками і таким чином дозволить виявити свою присутність.

Спостереження подвійних зірок- надзвичайно цікаве та захоплююче заняття, якому любителі астрономії останнім часом приділяють незаслужено мало уваги. Це особлива, традиційна, область аматорської практики, що поєднує в собі відразу кілька почав. Це і наукове – бажання вивчити об'єкт, просунути вперед наше знання про нього, і технічне – прагнення вдосконалити свій телескоп і після цього «вичавити» з нього максимум. Є в цьому занятті і спортивний початок - жага досягти максимуму своїх можливостей, тренування своїх здібностей, подолання труднощів, що виникають при цьому, а є і естетичне - просто розглядати ці незвичайні, неземні, картини, а серед тисяч і тисяч подвійних немає і двох однакових, і часом серед них зустрічаються справжні шедеври природи, милуватися якими можна безкінечно. Звичайно, останнім часом, після виведення на орбіту надточних супутників, що виміряли майже всі яскраві зірки небосхилу і отримали безпрецедентну поточність інформацію про подвійні, наукові виміри любителів втратили актуальність, але всі інші мотиви залишилися...

Крім того, щасливий той астроном, якому пощастило захопитися набл. подвійних. Йому завжди є чим зайняти себе і свій телескоп у повний місяць, у ночі з серпанком і навіть якщо він живе в центрі міста, завжди знайдуться об'єкти, які будуть манити його, запрошуючи знайти щось нове для себе або просто помилуватися черговою прекрасною картинкою.

Іноді подвійні зірки, особливо тісні, набл. Майже всі астрономи-аматори. Як правило, з метою тестування оптики своїх телескопів (а кращий тест ніж тісна подвійна знайти складно). Зрозуміло, помилуватися відомими парами, на кшталт Альбірео, - γ Лебедя, або - γ Андромеди, ніхто не відмовиться, але спеціально полювати за красивими, наприклад, тими, у яких спостерігаються значна різниця в кольорі - цим займаються небагато, а шкода: це дуже цікава і область, що обіцяє масу сюрпризів. Різниця в блиску, близьке розташування компонентів можуть викликати посилення видимого колірного розмаїття, змінювати відтінки компонентів, або навіть зовсім змінювати їх колір. І навіть спостереження однієї й тієї пари в різні телескопи може значно змінити звичну вже картину і готує несподіванки.

Зайве нагадувати, що з розгляданні і зйомці подвійних зірок треба прагнути використовувати телескоп максимальної якості, т.к. спостереження повинні вестися з граничними збільшеннями, такими як 1,50 і навіть більше (апохромати дозволяють підняти збільшення до 2 і навіть 30). Зрозуміло, увага окуляру має бути не меншою, ніж до телескопа, варто пам'ятати давню істину: «Хороший телескоп з поганим окуляром - поганий телескоп».

На цьому малюнку з « Larousse Encyclopedia of Astronomy» кольори зірок значно посилені, більше, ніж вони подаються в телескопи. Проте контраст у візуальних парах часом буває настільки ж вражаючим, особливо при спостереженні в малі телескопи. Усі зірки зображені приблизно одному масштабі, південь - вгорі, схід - справа. Тільки ξ Волопаса, позиційний кут якої зараз близько 320°, помітно змінилося розташування зірок майже за 50 років з моменту публікації.

Спостереження подвійних зірок



Тема спостереження подвійних і кратних зірок якось завжди м'яко обходилася стороною у вітчизняних аматорських публікаціях, і навіть у книгах, що раніше видавалися про спостереження подвійних зірок аматорськими засобами ви навряд чи знайдете розмаїття інформації. Причин тому кілька. Звичайно, вже не секрет, що аматорські спостереження подвійних мало чого варті з наукової точки зору, і що професіонали відкрили більшу частину таких зірок, а ті, які ще не встигли відкрити чи вивчити, настільки недоступні пересічних любителям, як і останніх політ на Марс. Точність аматорських вимірів значно нижча, ніж в астрономів, що працюють на великих і точних інструментах, що визначають характеристики зоряних пар, що іноді навіть виходять за межі видимості, використовуючи лише математичний апарат для опису таких систем. Всі ці причини не можуть виправдати таке поверхове ставлення до цих об'єктів. Моя позиція заснована на тому простому факті, що більшість любителів протягом деякого періоду часу обов'язково займається найпростішими спостереженнями подвійних зірок. Цілі, які вони переслідують, можуть бути різними: від перевірки якості оптики, спортивний інтерес, до більш солідних завдань типу на власні очі протягом кількох років спостерігати зміни в далеких зоряних системах. Ще один момент, чому спостереження може мати цінність – це тренування спостерігача. Постійно займаючись подвійними зірками, спостерігач може містити себе у добрій формі, що може надалі допомогти при спостереженнях інших об'єктів, збільшує здатність помічати незначні та другорядні деталі. Прикладом може бути історія, коли один із моїх соратників, витративши кілька вихідних днів, намагався дозволити пару зірок в 1" використовуючи 110мм. рефлектор, і, врешті-решт, досяг результату, коли мені, у свою чергу, довелося рятувати з більшим 150мм. інструментом Може всі ці цілі і не є першорядними завданнями у любителів, але, проте, такі спостереження проводяться, як правило, періодично, а тому ця тема потребує додаткового розкриття та деякого впорядкування раніше зібраного відомого матеріалу.

Поглянувши на гарний аматорський зірковий атлас, ви напевно помітите, що дуже велика частина зірок на небі має свого супутника або навіть цілу групу зірок-супутників, які, підкоряючись законам небесної механіки, здійснюють свій цікавий рух навколо загального центру мас протягом кількох сотень років, тисяч, або навіть сотні тисяч років. Тільки-но отримавши у своє розпорядження телескоп, багато хто відразу наводить його на добре відому красиву подвійну або кратну систему і іноді таке просте і нехитре спостереження визначає ставлення людини до астрономії в майбутньому, формує картину його особистого ставлення до сприйняття всесвіту в цілому. Я з розчуленням згадую свій перший досвід таких спостережень і думаю, що і вам знайдеться, що розповісти про це, але в той перший раз, коли в далекому дитинстві я отримав у подарунок 65-міліметровий телескоп, один із перших моїх об'єктів, що взяв із книги Дагаєва "Спостереження зоряного неба", була найгарніша подвійна система Альбірео. Коли ведеш свій маленький телескоп по небу і там, в окресленому гуртку поля зору, пропливають сотні і сотні зірок Чумацького Шляху, а потім з'являється гарна пара зірок, які настільки контрастно виділені щодо всієї основної маси, що залишилася, що всі ті слова, що сформувалися у вас для оспівування пишноти краси неба разом зникають, залишаючи вас лише враженим, від свідомості того, що велич і краса холодного космосу набагато вищі за ті банальні слова, що ледь ви не вимовили. Таке напевно не забувається, навіть через багато минулих років.
Телескоп та спостерігач
Для розкриття основ спостереження таких зірок можна використовувати лише пару загальних виразів. Все це можна просто описати як кутовий поділ двох зірок та вимір відстані між ними на поточну епоху. Насправді виявляється, що все далеко не так просто і не однозначно. При спостереженні починають проявлятися різного роду сторонні чинники, які дозволяють вам досягти без деяких хитрощів потрібного вам результату. Можливо, вам вже відомо про існування такого визначення, як межа Девіса. Це давно відома величина, яка обмежує межу можливостей деякої оптичної системи у розподілі двох близько розташованих об'єктів. Іншою мовою, використовуючи інший телескоп або зорову трубу, ви зумієте розділити (дозволити) два більш тісно розташованих об'єкти, або ці об'єкти зіллються в один, і ви не будете здатні дозволити цю пару зірок, тобто побачите замість двох тільки одну зірку. Ця емпірична формула Девіса для рефрактора визначена як:
R = 120"/D (F.1)
де R-мінімально роздільна кутова відстань між двома зірками в секундах дуги, D-діаметр телескопа в міліметрах. З таблиці нижче (Tab.1) добре видно, як змінюється ця величина зі збільшенням вхідного отвору телескопа. Однак насправді ця величина може суттєво коливатися у двох телескопів навіть з однаковим діаметром об'єктива. Це може залежати від типу оптичної системи, від якості виготовлення оптики, та й, зрозуміло, від стану атмосфери.

Що потрібно мати для того, щоб розпочати спостереження. Найголовніше, звісно, ​​телескоп. Необхідно відзначити, що багато любителів неправильно трактують формулу Девіса, вважаючи, що тільки вона визначає можливість вирішення тісної подвійної пари. Це не правильно. Кілька років тому я зустрічався з одним любителем, який скаржився на те, що ось уже протягом кількох сезонів не може розділити в 2.5 дюймовий телескоп пару зірок, між якими лише 3 кутові секунди. Насправді виявилося, що він намагався зробити це, використовуючи невелике збільшення в 25 разів, аргументуючи це тим, що з таким збільшенням у нього краща видимість. Безумовно, він мав рацію в одному, менше збільшення значно зменшує шкідливий вплив повітряних потоків в атмосфері, але основна помилка полягала в тому, що він не взяв до уваги ще один параметр, що впливає на успішність поділу тісної пари. Я говорю про величину відомої під назвою "дозвільне збільшення".
P = 0.5 * D (F.2)
Формулу обчислення цієї величини я не так часто зустрічав в інших статтях і книгах, як опис межі Девіса, тому, напевно, і виникла у людини така помилка щодо здатності дозволити тісну пару при мінімальному збільшенні. Правда треба ясно собі усвідомлювати, що ця формула дає збільшення, коли вже можна спостерігати дифракційну картину у зірок, а відповідно, і близько розташованого другого компонента. Ще раз наголошу слово спостерігати. Так як для проведення вимірювань значення цього збільшення необхідно помножити як мінімум рази на 4, якщо дозволяють атмосферні умови.
Декілька слів про дифракційну картину. Якщо ви поглянете на відносно яскраву зірку в телескоп при максимально можливому збільшенні, тоді помітите, що зірка виглядає не як точка, як це має бути в теорії при спостереженні дуже далекого об'єкта, а як кружечок невеликого розміру, оточений кількома кільцями (так звані дифракційні кільця ). Зрозуміло, що кількість та яскравість таких кілець безпосередньо впливає на легкість, з якою ви зможете розділити тісну пару. Може так вийти, що слабкий компонент просто буде розчинений у дифракційній картині, і ви не зможете виділити його на тлі яскравих та частих кілець. Інтенсивність їх залежить як від якості оптики, так і від коефіцієнта екранування вторинним дзеркалом у разі використання рефлектора або катадіоптричної системи. Друга величина, звичайно, не вносить серйозних коректив у можливість вирішення деякої пари загалом, але зі збільшенням екранування падає контраст слабкого компонента щодо фону.

Крім телескопа, зрозуміло, знадобиться ще й вимірювальні прилади. Якщо ви не збираєтеся вести вимірювання положення компонентів щодо один одного, то можна обійтися і без них. Скажімо, вас цілком може влаштувати сам факт того, що вам вдалося зробити дозвіл близько розташованих зірок вашим інструментом і переконається, що стабільність атмосфери сьогодні підходяща або ваш телескоп дає хороші показники, і ви ще не втратили колишніх навичок та спритність. Для більш глибоких та серйозних цілей необхідно використовувати мікрометр та годинну шкалу. Іноді такі два прилади можна зустріти в одному спеціальному окулярі, у фокусі якого встановлюється скляна пластинка з тонкими тонкими лініями. Зазвичай ризики наносяться через певні відстані за допомогою лазера у заводських умовах. Вигляд одного такого окуляра, що промислово випускається, наведено поруч. Там не лише зроблено позначки через кожні 0.01 мкм, а й по краю поля зору розмічено годинникову шкалу для визначення позиційного кута.


Такі окуляри досить дорогі і часто доводиться вдаватися до інших, зазвичай саморобних пристроїв. Можна протягом деякого часу спроектувати та виготовити саморобний дротяний мікрометр. Суть його конструкції в тому, що одна з двох дуже тонких зволікань може рухатися щодо іншої, якщо обертається кільце з нанесеними на нього поділками. Через відповідні передачі можна домогтися того, що повний поворот такого кільця дає дуже незначну зміну відстані між дротиками. Звичайно, такий прилад потребуватиме дуже тривалого калібрування, доки не буде знайдено точне значення одного поділу такого пристрою. Зате воно доступне у виготовленні. Ці пристрої, і окуляр, і мікрометр вимагають нормальної роботи деяких додаткових зусиль з боку спостерігача. Обидва працюють за принципом вимірювання лінійних відстаней. Як наслідок виникає необхідність пов'язати два заходи (лінійну та кутову) воєдино. Це можливо зробити двома шляхами, визначивши досвідченим шляхом зі спостережень величину одного поділу обох пристосувань, або розрахувавши теоретично. Другий метод не може бути рекомендований, оскільки базується на точних даних про фокусну відстань оптичних елементів телескопа, але якщо це відомо з достатньою точністю, то кутова та лінійна заходи можуть бути пов'язані співвідношенням:
A = 206265"/F (F.3)
Це дає нам кутову величину об'єкта розташованого в головному фокусі телескопа (F) і розміром 1 мм.. Якщо це сказати простіше, тоді один міліметр у головному фокусі 2000мм телескопа буде еквівалентний 1.72 кутовий хвилині. Перший спосіб на перевірку виявляється частіше точнішим, але потребує значного часу. Розмістіть будь-який із типів вимірювальних приладів на телескоп і навидіться на зірку з відомими координатами. Зупиніть годинниковий механізм телескопа і засікайте час, за який зірка проходить шлях від одного поділу до іншого. Отримані кілька результатів усереднюються і кутова відстань, що відповідає положенню двох відміток, обчислюється за формулою:
A = 15 * t * COS (D) (F.4)
Проведення вимірів
Як зазначалося завдання, які ставляться перед спостерігачем подвійних зірок зводяться до двох простих речей - поділ на компоненти і вимір. Якщо все описане раніше служить допомогти вирішенню першої задачі, визначити можливість виконання такої і містить деяку кількість теоретичного матеріалу, то в цій частині розглядаються питання, що безпосередньо відносяться до процесу вимірювання зіркової пари. Для вирішення цього завдання необхідно провести лише вимір пари величин.
Позиційний кут


Ця величина використовується для опису напрямку одного об'єкта щодо іншого або для впевненого позиціонування на небесній сфері. У нашому випадку це включає в себе визначення положення другого (слабшого) компонента щодо більш яскравого. В астрономії позиційний кут вимірюється від точки напрямку на північ (0°) і далі у бік сходу (90°), півдня (180°) та заходу (270°). Дві зірки з однаковим прямим сходженням мають позиційний кут 0 або 180 °. У разі, якщо вони мають однакову відміну, кут буде дорівнює або 90°, або 270°. Точне значення залежатиме від розташування цих зірок щодо один одного (яка правіше, яка вище і так далі) і того, яка з цих зірок буде обрана як точка відліку. У разі подвійних зірок за таку точку завжди приймається яскравіший компонент. Перш ніж буде проводитися вимірювання позиційного кута, необхідно правильно зорієнтувати вимірювальну шкалу відповідно до сторін світла. Розглянемо як це має відбуватися під час використання окуляра-мікрометра. Помістивши зірку в центр поля зору і вимкнувши годинниковий механізм, ми змушуємо зірку переміщатися в поле зору телескопа зі сходу на захід. Крапка в якій зірка виходитиме за межі поля зору і є точка напряму на захід. Якщо окуляр має кутову шкалу по краю поля зору, обертаючи окуляр необхідно встановити в точці, де зірка залишає поле зору значення 270 градусів. Перевірити правильність установки можна, зсунувши телескоп так, щоб зірка тільки почала з'являтися з-за кордону видимості. Ця точка повинна збігатися з відміткою 90 градусів, а зірка в ході свого руху має пройти точку центру та почати виходити за межі поля зору рівно у позначці 270 градусів. Після цієї процедури залишається розібратися з орієнтацією осі північ-південь. Необхідно, правда, пам'ятати, що телескоп може давати як телескопічне зображення (випадок повністю перевернутого зображення по двох осях), так і перевернутого тільки по одній осі (у разі використання зенітної призми або дзеркала, що відхиляє). Якщо тепер навестися на зоряну пару, що цікавить нас, то помістивши головну зірку в центр, достатньо зняти показання кута другого компонента. Такі вимірювання звичайно краще проводити при максимально можливому для вас збільшенні.
Вимірювання кутів


Правду кажучи, найскладніша частина роботи була вже зроблена, як це описано в попередньому розділі. Залишається лише зняти результати виміру кута між зірками зі шкали мікрометра. Особливих хитрощів тут немає і методи отримання результату залежать від конкретного типу мікрометра, але загальні прийняті положення я розкрию на прикладі дротяного мікрометра. Наведіть яскраву зірку на першу дротяну ризик у мікрометрі. Потім, повертаючи розмічене кільце, поєднайте другий компонент зіркової пари та другу лінію приладу. На даному етапі необхідно запам'ятати показання мікрометра для подальших операцій. Тепер обертаючи мікрометр на 180 градусів і використовуючи механізм точного руху телескопа, знову сумісний першу лінію в мікрометрі з головною зіркою. Друга позначка приладу відповідно повинна опинитися осторонь другої зірки. Підкрутивши диск мікрометра так, щоб друга позначка збіглася з другою зіркою і, знімаючи зі шкали нове значення, віднімемо від нього старе значення приладу для отримання подвоєної величини кута. Може здатися незрозумілим, навіщо проведена настільки хитромудра процедура, коли можна було б вчинити простіше знявши показання зі шкали без перевертання мікрометра. Це, безумовно, легше, але в цьому випадку точність вимірювання буде дещо гіршою, ніж у разі використання прийому подвійного кута, описаного вище. Тим більше, що маркування нуля на саморобному мікрометрі може мати дещо сумнівну точність, а так виходить, що ми не працюємо з нульовим значенням. Очевидно, що для отримання відносно достовірних результатів нам необхідно кілька разів повторити процес вимірювання кута для отримання середнього результату з численних спостережень.
Інша техніка вимірювань
Викладені вище основи вимірювань відстані та позиційного кута тісної пари, по суті своїй, є класичними методами, застосування яких можна зустріти і в інших галузях астрономії, скажімо селенографії. Але часто любителям буває недоступний точний мікрометр і доводиться задовольнятися іншими підручними засобами. Скажімо, якщо у вас є окуляр з перехрестям, то найпростіші кутові вимірювання можна робити і з ним. Для дуже тісної пари зірок він працюватиме не зовсім точно, але для ширших можна скористатися тим, що зірка зі відмінюванням d за секунду часу ґрунтуючись на формулі F.4 проходить шлях у 15*Cos(d) секунд дуги. Скориставшись цим фактом можна засікти відрізок часу, коли обидва компоненти перетинають одну лінію окуляра. Якщо позиційний кут такої зіркової пари буде 90 або 270 градусів, то вам пощастило, і більше ніяких обчислювальних дій не варто робити, просто повторіть весь процес вимірювання кілька разів. Інакше, вам належить хитрими підручними способами визначити позиційний кут, а потім, використовуючи тригонометричні рівняння для знаходження сторін у трикутнику, обчислити відстань між зірками, яка має становити величину:
R = t * 15 * Cos (d) / Sin (PA) (F.5)
де PA – позиційний кут другого компонента. Якщо виміряти таким чином більше чотирьох або п'яти разів, і мати точність вимірювання часу (t) не гірше 0.1 секунди, то при використанні окуляра з максимально можливим збільшенням, можна цілком розраховувати на отримання точності вимірювання до 0.5 секунди дуги або навіть краще. Зрозуміло, що перехрестя в окулярі має бути розташоване точно під 90 градусів і бути зорієнтовано згідно з напрямками на різні сторони світла, і що при позиційних кутах близьких до 0 і 180 градусів потрібно трохи змінити техніку вимірювань. В цьому випадку краще злегка відхиліть перехрестя градусів на 45, щодо меридіана і скористатися наступним методом: засікаючи два моменти, коли обидва компоненти перетинають одну з ліній перехрестя, отримуємо моменти часу t1 і t2 в секундах. За час t (t=t2-t1) зірка проходить шлях у X секунд дуги:
X = t * 15 * Cos (delta) (F.6)
Тепер знаючи позиційний кут і загальну орієнтацію вимірювальної лінії перехрестя в окулярі можна доповнити попередній вираз другим:
X = R * | Cos(PA) + Sin(PA) | (Для орієнтації по лінії SE-NW) (F.7)
X = R * | Cos(PA) - Sin(PA) | (Для орієнтації по лінії NE-SW)
Можна сильно віддалений компонент помістити в поле зору таким чином, що він не входитиме в поле зору окуляра, перебуваючи на його краї. В цьому випадку так само знаючи позиційний кут, час проходження іншої зірки через поле зору і саму цю величину, можна приступити до розрахунків, ґрунтуючись на обчисленні довжини хорди в колі з певним радіусом. Позиційний кут можна спробувати визначити, скориставшись іншими зірками у зору, координати яких заздалегідь відомі. Зробивши вимірювання відстаней між ними мікрометром або секундоміром, використовуючи описану вище техніку, можна спробувати відшукати значення. Самі формули я, звичайно, тут наводити не буду. Їх опис може зайняти значну частину цієї статті, тим більше, що їх можна зустріти в підручниках з геометрії. Щоправда, трохи складніше з тим фактом, що в ідеалі доведеться вирішувати завдання зі сферичними трикутниками, а це не те саме, що й трикутники на площині. Але якщо ви використовуєте такі хитрі способи вимірювань, то у випадку подвійних зірок, коли компоненти розташовані близько один до одного, ви можете спростити собі завдання, забувши про сферичну тригонометрію взагалі. Точність таких результатів (і так неточних) від цього сильно постраждати не може. Найкраще для вимірювання позиційного кута скористатися транспортиром, який використовують у школах, та пристосувати його для використання з окуляром. Це буде досить точно, а головне – дуже доступно.
З нескладних методів виміру можна згадати ще один, досить оригінальний, заснований на використанні дифракційної природи. Якщо одягнути на вхідний отвір вашого телескопа спеціально виготовлену решітку (паралельні смужки відкритої апертури і екранованої), що чергуються, то, розглядаючи отримане зображення в телескоп, ви виявите серію більш слабких "супутників" у видимих ​​зірок. Кутова відстань між "головною" зіркою та "найближчим" із двійників буде однакова:
P = 206265 * lambda/N (F.8)
Тут P – кутова відстань між двійником та основним зображенням, N – сума ширини відкритого та екранованого ділянок описаного пристосування, а lambda – довжина хвилі світла (560nm – максимальна чутливість ока). Якщо тепер виміряти три кути, скориставшись доступним вам типом приладу для вимірювання позиційних кутів, то можна спертися на формулу і обчислити кутову відстань між компонентами, спираючись на описаний вище феномен і кути:
R = P * Sin | PA1 - PA | / Sin | PA2 - PA | (F.10)
Величина P була описана вище, а кути PA, PA1 та PA2 визначаються як: PA - позиційний кут другого компонента системи щодо головного зображення головної зірки; PA1 - позиційний кут головного зображення головної зірки щодо вторинного зображення головної зірки плюс 180 градусів; PA2 - позиційний кут головного зображення другого компонента щодо вторинного зображення головної зірки. Як головний недолік слід зазначити, що при використанні цього методу спостерігаються великі втрати в яскравості зірок (більше 1.5-2.0m) і добре працює тільки на яскравих парах з невеликою відмінністю у блиску.
З іншого боку, сучасні методи астрономії дозволили зробити ривок й у спостереженні подвійних. Фотографування та CCD астрономія дозволяють нам по-новому подивитись процес отримання результатів. І у випадку CCD зображення, і з фотографічним знімком має місце метод вимірювання кількості пікселів або лінійної відстані між парою зірок. Після калібрування зображення, за допомогою обчислення величини однієї одиниці, ґрунтуючись на інших зірках, координати яких заздалегідь відомі, ви обчислюєте шукані значення. Використання CCD набагато краще. У цьому випадку точність вимірювання може бути на порядок вищою, ніж при візуальному або фотографічному методі. CCD високої роздільної здатності може реєструвати дуже близькі пари, а подальша обробка різними програмами для астрометрії може не тільки полегшити весь процес, а й дати вкрай високу точність до кількох десятих, а то й сотих, часткою кутової секунди.

> Подвійні зірки

– особливості спостереження: що це таке з фото та відео, виявлення, класифікація, кратні та змінні, як і де шукати у Великій Ведмедиці.

Зірки на небосхилі часто формують скупчення, які можуть бути густими або, навпаки, розсіяними. Але іноді між зірками виникають і міцніші зв'язки. І тоді прийнято говорити про подвійні системи чи подвійних зірок. Також їх називають кратними. У таких системах зірки роблять безпосередній вплив один на одного і еволюціонують завжди разом. Приклади таких зірок (навіть із наявністю змінних) можна знайти буквально у найвідоміших сузір'ях, наприклад Великій Ведмедиці.

Відкриття подвійних зірок

Відкриття подвійних зірок стало одним із перших досягнень, зроблених за допомогою астрономічного бінокля. Першою системою цього типу була пара Міцар у сузір'ї Великої Ведмедиці, яка була відкрита астрономом з Італії Річоллі. Оскільки у Всесвіті знаходиться неймовірна кількість зірок, вчені вирішили, що Міцар не може бути єдиною подвійною системою. І їхнє припущення виявилося цілком виправданим майбутніми спостереженнями.

В 1804 Вільям Гершель, знаменитий астроном, який вів наукові спостереження протягом 24 років, видав каталог з докладним описом 700 подвійних зірок. Але й тоді не було відомостей про те, чи є фізичний зв'язок між зірками у такій системі.

Маленький компонент "висмоктує" газ із великої зірки

Деякі вчені дотримувалися погляду у тому, що подвійні зірки залежить від загальної зіркової асоціації. Їхнім аргументом був неоднорідний блиск складових пари. Тому складалося враження, що їх значно поділяє відстань. Для підтвердження чи спростування цієї гіпотези знадобилося вимірювання паралактичного зміщення зірок. Цю місію взяв він Гершель і на свій подив з'ясував таке: траєкторія кожної зірки має складну еліпсоїдну форму, а чи не вид симетричних коливань із періодом півроку. На відео можна спостерігати еволюцію подвійних зірок.

У цьому відеоматеріалі представлена ​​еволюція тісної подвійної пари зірок:

Ви можете змінити субтитри, натиснувши кнопку "cc".

Відповідно до фізичних законів небесної механіки два пов'язані гравітацією тіла пересуваються орбітою еліптичної форми. Результати дослідження Гершеля стали доказом припущення, що у подвійних системах є зв'язок сили тяжіння.

Класифікація подвійних зірок

Подвійні зірки прийнято групувати такі види: спектрально-подвійні, подвійні фотометричні, візуально-подвійні. Ця класифікація дозволяє скласти уявлення про зіркову класифікацію, проте не відображає внутрішню структуру.

За допомогою телескопа можна легко визначити двоїстість візуально-подвійних зірок. Сьогодні є дані про 70 000 візуально-подвійних зірок. При цьому тільки 1% з них точно мають власну орбіту. Один орбітальний період може мати тривалість від кількох десятиліть до кількох століть. У свою чергу, вибудовування орбітального шляху вимагає чималих зусиль, терпіння, точніших розрахунків та тривалих спостережень за умов обсерваторії.

Найчастіше наукове співтовариство володіє інформацією лише про деякі фрагменти пересування по орбіті, а ділянки шляху, що не вистачають, вони реконструюють дедуктивним методом. Не слід забувати, що площина орбіти, можливо, нахилена щодо променя зору. У разі видима орбіта серйозно відрізняється від реальної. Звичайно, за високої точності розрахунків можна розрахувати і справжню орбіту подвійних систем. Для цього застосовуються перший та другий закони Кеплера.

Міцар та Алькор. Міцар – подвійна зірка. Праворуч – супутник Алькор. Між ними лише один світловий рік

Як тільки визначається справжня орбіта, вчені можуть обчислити кутову відстань між подвійними зірками, масу та їхній період обертання. Нерідко для цього використовується третій закон Кеплера, який допомагає знайти суму мас компонентів пари. Але для цього потрібно знати відстань між Землею та подвійною зіркою.

Подвійні фотометричні зірки

Про подвійну природу таких зірок можна дізнатися лише з періодичних коливань із блиску. Під час свого руху зірки такого типу по черзі загороджують одна одну, тому їх часто називають затемнено-подвійними. Орбітальні поверхні даних зірок наближені до напрямку променя зору. Чим менше площа затемнення, тим нижчий блиск зірки. Вивчивши криву блиску, дослідник може розрахувати кут нахилу площини орбіти. При фіксації двох затемнень на кривій блиску будуть два мінімуми (зниження). Період, коли відзначаються 3 послідовні мінімуми на кривій блиску, називають орбітальним періодом.

Період подвійних зірок триває від кількох годин до кількох діб, що робить його коротшим по відношенню до періоду візуально-подвійних зірок (оптичні подвійні зірки).

Спектрально-подвійні зірки

Через метод спектроскопії дослідники фіксують процес розщеплення спектральних ліній, що відбувається внаслідок ефекту Доплера. Якщо один компонент є слабкою зіркою, то небі можна спостерігати лише періодичне коливання позицій одиночних ліній. Даний метод застосовує лише тоді, коли компоненти подвійної системи знаходяться на мінімальній відстані та їх ідентифікація телескопом ускладнена.

Подвійні зірки, які можна вивчити через ефект Доплера і спектроскоп, називають спектрально-подвійними. Однак далеко не кожна подвійна зірка має спектральний характер. Обидва компоненти системи можуть зближуватися та віддалятися один від одного в радіальному напрямку.

Згідно з результатами астрономічних досліджень, більшість подвійних зірок розташовуються в галактиці Чумацький Шлях. Співвідношення одинарних та подвійних зірок у відсотках розрахувати вкрай складно. Діючи через віднімання, можна відняти кількість відомих подвійних зірок від загальної кількості зіркового населення. І тут стає очевидним, що подвійні зірки становлять меншість. Однак цей метод не можна назвати дуже точним. Астрономам відомий термін "ефект відбору". Щоб зафіксувати двоїстість зірок, слід визначити їх основні характеристики. У цьому стане в нагоді спеціальне обладнання. У ряді випадків зафіксувати подвійні зірки вкрай складно. Так, візуально подвійні зірки нерідко не візуалізуються за значної відстані від астронома. Іноді неможливо визначити кутову відстань між зірками у парі. Для фіксації спектрально-подвійних або фотометричних зірок потрібно ретельно виміряти довжини хвиль у спектральних лініях та зібрати модуляції світлових потоків. У цьому випадку блиск зірок має бути досить сильним.

Усе це різко зменшує кількість зірок, придатних вивчення.

Згідно з теоретичними розробками, частка подвійних зірок у зірковому населенні варіюється від 30% до 70%.

Проблема зайвої ваги дається взнаки не лише влітку на пляжі. Щодня вдивляючись у дзеркало, доводиться з сумом спостерігати подвійне підборіддя, брили і контури, що розпливлися. На щастя, все це можна замаскувати, якщо освоїти макіяж для повної особи з усіма його нюансами.

Особливості

Для повних дівчат візажисти пропонують мейк-ап, головне завдання якого - витягнути обличчя, зробити його візуально худшим. Для її вирішення використовуються такі техніки, як контуринг (щоб контури стали більш чіткими) та вертикальне розтушування.

Тон та рельєф

  1. Без тональної основи, що моделює контури та візуально їх витягує, макіяж неможливий.
  2. Світлим тональним кремом (праймером) виділяється овал, темнішим - все інше (не забувайте про шию та зону декольте).
  3. Маскуючі засоби повинні бути матовими та щільними за текстурою.
  4. Дуже важливо виділити очі, тому обов'язково маскуйте темні кола під ними за допомогою консилера.
  5. Пудра – компактна, не блискуча.
  6. Рум'яна наносите м'яким пензликом, рухаючись зверху донизу. Ідеальні відтінки – беж, бронза.

Очі та брови

  1. Віддайте перевагу туші, що подовжує, для вій.
  2. Перламутрові тіні обмежити.
  3. Ретельно розтушовує всі переходи відтінків.
  4. Внутрішні куточки потрібно висвітлити, зовнішні – затемнити.
  5. Усі лінії повинні прямувати вгору.
  6. Кінчики краще розтушувати.
  7. Брови не повинні бути надто тонкими і надто широкими. Вигин - помірний.

Губи

  1. Не потрібно надавати губ додатковий об'єм.
  2. Контуринг губ теж виключається.
  3. Молодим дівчатам можна використати ненав'язливий блиск.
  4. Після 35 краще віддати перевагу матовій помаді - коралової або рожевої.

Якщо у вас повне обличчя, не варто засмучуватися. Зазвичай у дівчат з таким недоліком дуже гарні очі, рівна чиста шкіра і відсутні зморшки. Намагайтеся виділити свої переваги і по максимуму замаскувати риси вмілим мейк-апом.

Під колір очей

У такому візаж потрібно обов'язково враховувати колір очей, оскільки саме на них рекомендується робити акцент.

Для зеленооких

  1. Щоб виділити зелені очі на повному обличчі, знадобляться тіні таких відтінків, як бірюзові, зелені, жовті, сині.
  2. На відміну від макіяжу для блакитнооких красунь, тут знадобиться багатошарова техніка. Так що не бійтеся накладати тіні в кілька шарів.
  3. Головне – не забудьте все ретельно розтушувати. Повна особа не терпить контрастів.
  4. Колір підводки підбирайте під тіні: вона має бути трохи більш насиченою.
  5. Піднімайте стрілки вгору, щоб горизонтальні лінії не зробили обличчя ще повніше.
  6. Для денного мейк-апу використовуйте синю або зелену туш. Для святкового, вечірнього – чорну або коричневу.
  7. Щоб зробити губи більш рельєфними, беріть помаду чи блиск із шиммером. Рекомендований відтінок – яскрава вишня або корал.

Для блакитнооких

  1. Палетка тіней, що рекомендується: сріблясті, рожеві, золотисті, перлинні, фіолетові, бузкові, морської хвилі, бірюзові. Якщо виконується , можна взяти чорні та коричневі.
  2. Для блакитних очей потрібно використовувати найлегші техніки. Багатошаровість виключається. Так що тіні можуть лягати в 1-2 шари, але не більше.
  3. Те саме і з тушшю. Не переборщуйте з нею: 1 нанесення буде цілком достатньо. Рекомендовані кольори – сірий, коричневий (для денного варіанту), чорний (для вечірнього).
  4. Помада та блиск для губ можуть бути в рожевій тональності, але з урахуванням віку. Після 35 краще використовувати кремовий чи бордовий. Головне - без зволоження та об'єму.
  5. Ці ж колірні рішення візажисти пропонують використовувати і сірооким дівчатам.

Для карооких

  1. Макіяж для повної особи з карими очима починається з правильного підбору. Вибирайте бежевий або абрикосовий відтінки – вони візуально подовжують риси.
  2. Для рельєфності вилиць нанесіть на них лілово-рожеві рум'яна. Теракотові приберіть подалі – вони зроблять їх плоскими.
  3. Палітра тіней повинна розплющувати очі. Кольори у вашій палетці – сині, фіолетові, бронзові, золотисті, каштанові, бежеві, медові, рожеві.
  4. Лайнер може бути синім, золотистим, фіолетовим, каштановим, чорним – під колір тіней. Стрілки краще підкрутити нагору.
  5. Для вій знадобиться туш, що подовжує чорного, синього, коричневого або фіолетового відтінку.
  6. Форма брів має бути правильною. Уникайте прямих горизонтальних ліній та надто яскраво виражених кокетливих вигинів.
  7. Помада і блиск для губ можуть бути наступні: стигла вишня, теплий nude, рожевий неон, корал.

Вибір колірного рішення макіяжу може залежати ще й від кольору волосся. Але саме очі відіграють вирішальну роль у цьому питанні.

Покрокова інструкція

Різні стильові варіанти мейк-апу для повних жінок дозволяють їм почуватися привабливою та красивою як у повсякденному житті, так і на святах. Базові (і) потрібно освоїти обов'язково.

Денний

  1. Для подовження повної особи використовуйте тонкий крем крем без силікону. Особливу увагу приділіть маскуванню крил носа та бічних поверхонь щік.
  2. Для вирівнювання тону краще візьміть матову пудру.
  3. Щоб зробити контури обличчя більш чіткими та рельєфними, їх потрібно затемнити, а центр (ніс, лоб, підборіддя) – максимально висвітлити. Для цього коректором можна попрацювати прямо поверх пудри.
  4. На вилиці можна нанести пісочні рум'яна.
  5. Верхні повіки фарбуються в 1 шар перламутром. Краще сріблястого відтінку.
  6. Дуже тонкі стрілочки по верхніх віках промальовуються антрацитом і загинаються нагору.
  7. З нижньою частиною очей при денному макіяжі не працюємо.
  8. Розорюємо погляд сірою тушшю, що подовжує, в 1 шар.
  9. Для губ візьміть блиску глянсовий натурального відтінку.

Вечірній

  1. Витягти контур обличчя дозволяє рожевий консилер.
  2. Щоб мейк-ап був бездоганним, приділіть особливу увагу маскування декольте.
  3. Коралові яскраві рум'яна витягнути вилиці.
  4. Тіні лягають на верхню повіку шарами: чорні, антрацитові, смарагдові. Головне - все добре розтушувати, щоб не створити контрастів.
  5. Нижні повіки відштриховуються відтінком мокрого асфальту.
  6. Чорні стрілки повинні повторювати форму ока і з'єднуватися вгорі, відводячи лінії до скронь.
  7. Зовнішні куточки можна виділити білим лайнером чи тінями.
  8. Туш у 2 шари - чорна подовжує.
  9. Блестки та шиммер краще не використовувати.
  10. Матова помада коралового кольору та прозорий блиск завершать вечірній макіяж.

Якщо і стали причиною внутрішніх комплексів, у вас є лише два шляхи вирішення проблеми. Перший – схуднути. Але він довгий і вимагає чималих зусиль і терпіння. Другий – навчитися правильному макіяжу для повної особи, яка зробить його візуально худшим. Не нехтуйте в такій ситуації порадами візажистів – вони дозволять виглядати набагато краще.
Випадкові статті

Вгору