Главная / Физическое развитие / Основы наблюдения двойных звезд. Любительские наблюдения двойных звезд Наблюдать двойной

Основы наблюдения двойных звезд. Любительские наблюдения двойных звезд Наблюдать двойной

Наблюдению двойных и кратных звезд всегда уделялось не слишком много внимания. Даже в былые годы изобилия хорошей астрономической литературы, эта тема часто обходилась стороной, и вы вряд ли найдете по ней много информации. Причина этому, возможно, кроется в невысокой научной значимости подобных наблюдений. Ведь не секрет, что точность любительских измерений параметров двойных звезд, как правило, значительно ниже, чем у астрономов-профессионалов, имеющих возможность работать на больших инструментах.

Тем не менее, практически все любители астрономии хотя бы в течение короткого периода времени обязательно занимаются наблюдениями двойных звезд. Цели, которые они при этом преследуют, могут быть совершенно разными: от проверки качества оптики или чисто спортивного интереса до проведения действительно научно значимых измерений.

Важно отметить также, что помимо прочего, наблюдения двойных звезд являются еще и отличной тренировкой зрения любителя астрономии. Разглядывая тесные пары, наблюдатель развивает в себе способность подмечать самые незначительные, мелкие детали изображения, поддерживая себя, таким образом, в хорошей форме, что в дальнейшем обязательно сказывается при наблюдениях других небесных объектов. Хорошим примером может послужить история, когда один из моих коллег, потратив несколько выходных дней, пытался разрешить пару звезд с разделением в 1", используя 110-мм рефлектор, и, в конце концов, добился результата. В свою очередь, мне после большого перерыва в наблюдениях пришлось спасовать перед этой парой с куда более крупным инструментом.

Телескоп и наблюдатель

Суть наблюдения двойной звезды предельно проста и заключается в разделении звездной пары на отдельные компоненты и определении их взаимного расположения и расстояния между ними. Однако на практике все оказывается далеко не так просто и однозначно. Во время наблюдений начинают проявляться различного рода сторонние факторы, которые не позволяют без некоторых ухищрений достичь нужного вам результата. Возможно, вам уже известно о существовании такого понятия, как предел Дэвиса. Эта величина определяет возможности некоторой оптической системы в разделении двух близко расположенных точечных источников света, иначе говоря, определяет разрешающую способность р вашего телескопа. Значение этого параметра в угловых секундах может быть вычислено по следующей простой формуле:

ρ = 120"/D

где D - диаметр объектива телескопа в миллиметрах.

Помимо диаметра объектива разрешающая способность телескопа зависит также от типа оптической системы, от качества изготовления оптики, ну и, разумеется, от состояния атмосферы и навыков наблюдателя.

Что нужно иметь для того, чтобы приступить к наблюдениям? Самое главное, конечно, телескоп. И чем больше диаметр его объектива, тем лучше. Кроме этого вам понадобится окуляр (или линза Барлоу), дающий большое увеличение. К сожалению, некоторые любители не всегда правильно используют закон Дэвиса, полагая, что только он определяет возможность разрешения тесной двойной пары. Несколько лет назад я встречался с одним начинающим любителем, который жаловался на то, что уже в течение нескольких сезонов не может разделить в свой 65-мм телескоп пару звезд, расположенных на расстоянии 2" друг от друга. Оказалось, что он пытался сделать это, используя всего 25-кратное увеличение, аргументируя это тем, что с таким увеличением у телескопа лучше видимость. Безусловно, он был прав в том, что маленькое увеличение значительно уменьшает вредное влияние воздушных потоков в атмосфере. Однако он не учел, что при столь малом увеличении глаз просто не способен различить два тесно расположенных источника света!

Кроме телескопа вам могут понадобиться еще и измерительные приборы. Впрочем, если вы не собираетесь вести измерения положений компонентов относительно друг друга, то можно обойтись и без них. Скажем, вас вполне может устроить сам факт того, что вам удалось провести разделение близко расположенных звезд вашим инструментом и убедиться, что стабильность атмосферы сегодня подходящая или ваш телескоп дает хорошие показатели, а вы еще не утратили былых навыков и сноровку.

Для решения более серьезных задач необходимо использовать микрометр для измерения расстояний между звездами и часовую шкалу для определения позиционных углов. Иногда эти два прибора можно встретить совмещенными в одном окуляре, в фокусе которого устанавливается стеклянная пластинка с нанесенными на ней шкалами, которые позволяют проводить соответствующие измерения. Подобные окуляры выпускаются различными зарубежными фирмами (в частности, Meade, Celestron и др.), некоторое время назад их также изготавливали на новосибирском предприятии "Точприбор".

Проведение измерений

Как мы уже говорили, измерение характеристик двойной звезды сводится к определению взаимного расположения составляющих ее компонентов и углового расстояния между ними.

Позиционный угол. В астрономии эта величина используется для описания направления одного объекта относительно другого для уверенного позиционирования на небесной сфере. В случае двойных звезд термин позиционного угла включает в себя определение положения более слабого компонента относительно более яркого, который принимается за точку отсчета. Позиционные углы отсчитываются от направления на север (0°) и далее в сторону востока (90°), юга (180°) и запада (270°). Таким образом, две звезды с одинаковым прямым восхождением имеют позиционный угол 0° или 180°. В случае, если они имеют одинаковое склонение, угол будет равен либо 90°, либо 270°.

До того как будет произведено измерение позиционного угла, необходимо правильно сориентировать измерительную шкалу окуляра-микрометра. Поместив звезду в центр поля зрения и выключив часовой механизм (полярная ось монтировки должна быть выставлена на полюс мира), мы заставим звезду перемещаться в поле зрения телескопа с востока на запад. Точка, в которой звезда будет выходить за границы поля зрения, и есть точка направления на запад. Если теперь, вращая окуляр вокруг своей оси, совместить звезду со значением 270° на часовой шкале микрометра, то можно считать, что мы выполнили требуемую установку. Оценить точность проделанной работы можно, сдвинув телескоп так, чтобы звезда только-только стала появляться из-за границы видимости. Эта точка появления должна совпасть с отметкой 90° на часовой шкале, после чего звезда в ходе своего суточного движения должна вновь пройти точку центра и выйти за пределы поля зрения в отметке 270°. Если этого не происходит, то процедуру ориентации микрометра следует повторить.

Если теперь навести телескоп на интересующую вас звездную пару и поместить главную звезду в центр поля зрения, то мысленно проведя линию между ней и вторым компонентом, мы получим требуемое значение позиционного угла, сняв его значение с часовой шкалы микрометра.

Разделение компонентов. По правде говоря, самая сложная часть работы уже сделана. Нам остается только измерить расстояние между звездами по линейной шкале микрометра и затем перевести полученный результат из линейной меры в угловую.

Очевидно, что для проведения подобного перевода нам необходимо прокалибровать шкалу микрометра. Это делается следующим образом: наведите телескоп на звезду с хорошо известными координатами. Остановите часовой механизм телескопа и засеките время, за которое звезда проходит путь от одного крайнего деления шкалы к другому. Повторите эту процедуру несколько раз. Полученные результаты измерений усредняются, и угловое расстояние, соответствующее положению двух крайних отметок на шкале окуляра, вычисляется по формуле:

А = 15 х t х cos δ

где f - время прохождения звезды, δ - склонение звезды. Разделив затем величину А на количество делений шкалы, мы получим цену деления микрометра в угловой мере. Зная эту величину, вы без труда сможете вычислить угловое расстояние между компонентами двойной звезды (умножив количество делений шкалы, помещающихся между звездами, на цену деления).

Наблюдение тесных пар

Основываясь на своем опыте, могу сказать, что разделение звезд с расстоянием, близким к пределу Дэвиса, становится почти невозможным, и тем сильнее это проявляется, чем больше разница в звездных величинах между компонентами пары. В идеале правило Дэвиса работает, если звезды имеют одинаковую яркость.

Разглядывая в телескоп относительно яркую звезду при большом увеличении, можно заметить, что звезда выглядит не просто светящейся точкой, а как небольшого размера диск (диск Эри), окруженный несколькими светлыми кольцами (так называемые дифракционные кольца). Понятно, что количество и яркость таких колец непосредственно влияет на легкость, с которой вы сможете разделить тесную пару. В случае существенной разницы в блеске компонентов может получиться так, что слабая звезда попросту "растворится" в дифракционной картине главной звезды. Недаром такие известные яркие звезды, как Сириус и Ригель, имеющие слабых спутников, очень сложно поддаются разделению в небольшие телескопы.

В случае большой разницы в цвете компонентов задача разделения двойной, наоборот, несколько упрощается. Наличие цветовых аномалий в дифракционной картине становится более заметным, и глаз наблюдателя намного быстрее замечает наличие слабого спутника.

Считается, что максимально полезное увеличение, даваемое телескопом, приблизительно равно удвоенному диаметру объектива в мм, и использование большего увеличения ни к чему не приводит. В случае двойных звезд это не так. Если атмосфера в ночь наблюдения спокойна, то использование 2-х или даже 4-х кратного максимального увеличения, возможно, поможет увидеть некоторые "возмущения" в дифракционной картине, что укажет вам на присутствие источника этих "помех". Разумеется, это возможно сделать только на телескопе с хорошей оптикой.

Для определения увеличения, с которого можно начать разделять тесную пару, можно воспользоваться следующей простой формулой:

X = 240"/S"

где S - угловое расстояние между компонентами двойной в секундах дуги.

Для разделения тесных звезд можно посоветовать также использовать нехитрое приспособление, которое надевается на трубу телескопа и превращает круглую форму апертуры, скажем, в правильный шестиугольник. Подобное диафрагмирование несколько изменяет распределение световой энергии в изображении звезды: центральный диск Эри становится несколько меньше в размерах, а вместо привычных дифракционных колец наблюдаются несколько ярких пикообразных всплесков. Если вращать такую насадку, можно добиться того, что вторая звезда окажется между двумя соседними всплесками и таким образом "позволит" обнаружить свое присутствие.

Наблюдение двойных звезд

Тема наблюдения двойных и кратных звезд как-то всегда мягко обходилась стороной в отечественных любительских публикациях, и даже в ранее издававшихся книгах о наблюдении двойных звезд любительскими средствами вы вряд ли найдете обилие информации. Причин этому несколько. Конечно, уже не секрет, что любительские наблюдения двойных мало чего стоят с научной точки зрения, и что профессионалы открыли большую часть таких звезд, а те, которые еще не успели открыть или изучить, настолько недоступны рядовым любителям, как и полет последних на Марс. Точность любительских измерений значительно ниже, чем у астрономов, работающих на больших и точных инструментах, определяющих характеристики звездных пар иногда даже выходящих за пределы видимости, используя лишь математический аппарат для описания таких систем. Все эти причины не могут оправдать столь поверхностное отношение к этим объектам. Моя позиция основана на том простом факте, что большая часть любителей в течение некоторого периода времени обязательно занимается простейшими наблюдениями двойных звезд. Цели, которые они преследуют, могут быть разными: от проверки качества оптики, спортивный интерес, до более солидных задач типа собственными глазами в течение нескольких лет пронаблюдать изменения в далеких звездных системах. Еще один момент, почему наблюдение может иметь ценность - это тренировка наблюдателя. Постоянно занимаясь двойными звездами, наблюдатель может содержать себя в хорошей форме, что может в дальнейшем помочь при наблюдениях других объектов, увеличивает способность подмечать незначительные и второстепенные детали. Примером может служить история, когда один из моих соратников, потратив несколько выходных дней, пытался разрешить пару звезд в 1" используя 110мм. рефлектор, и, в конце концов, добился результата, когда мне, в свою очередь, пришлось спасовать с более крупным 150мм. инструментом. Может все эти цели и не является первостепенными задачами у любителей, но, тем не менее, такие наблюдения проводятся, как правило, периодически, а потому эта тема нуждается в дополнительном раскрытии и некотором упорядочивании ранее собранного известного материала.

Взглянув на хороший любительский звездный атлас, вы наверняка заметите, что очень большая часть звезд на небе имеет своего спутника или даже целую группу звезд-спутников, которые, подчиняясь законам небесной механики, совершают свое занимательное движение вокруг общего центра масс на протяжении нескольких сотен лет, тысяч, а то и сотни тысяч лет. Только только получив в свое распоряжение телескоп, многие сразу наводят его на хорошо известную красивую двойную или кратную систему и иногда такое простое и незамысловатое наблюдение определяет отношение человека к астрономии в будущем, формирует картину его личного отношения к восприятию вселенной в целом. Я с умилением вспоминаю свой первый опыт таких наблюдений и думаю, что и вам найдется, что рассказать об этом, но в тот первый раз, когда в далеком детстве я получил в подарок 65 миллиметровый телескоп, один из первых моих объектов, который взял из книги Дагаева "Наблюдения звездного неба", была красивейшая двойная система Альбирео. Когда ведешь свой маленький телескоп по небу и там, в очерченном кружке поля зрения, проплывают сотни и сотни звезд Млечного Пути, а потом появляется красивая пара звезд, которые настолько контрастно выделены относительно всей оставшейся основной массы, что все те слова, что сформировались у вас для воспевания великолепия красот неба разом исчезают, оставляя вас лишь потрясенным, от сознания того, что величие и красота холодного космоса намного выше тех банальных слов, что едва вы не произнесли. Такое наверняка не забывается, даже через множество прошедших лет.
Телескоп и наблюдатель
Для раскрытия основ наблюдения таких звезд можно использовать буквально лишь пару общих выражений. Все это можно просто описать как угловое разделение двух звезд и измерение расстояния между ними на текущую эпоху. На поверку оказывается, что все далеко не так просто и не однозначно. При наблюдении начинают проявляться различного рода сторонние факторы, которые не позволяют вам достичь без некоторых ухищрений нужного вам результата. Возможно, что вам уже известно о существовании такого определения, как предел Дэвиса. Это давно известная величина, которая ограничивает предел возможностей некоторой оптической системы в разделении двух близко расположенных объектов. Другим языком изъясняясь, использовав другой телескоп или зрительную трубу, вы сумеете разделить (разрешить) два более тесно расположенных объекта, либо эти объекты сольются в один, и вы не будете способны разрешить эту пару звезд, то есть увидите вместо двух только одну звезду. Эта эмпирическая формула Дэвиса для рефрактора определена как:
R = 120" / D (F.1)
где R-минимально разрешимое угловое расстояние между двумя звездами в секундах дуги, D-диаметр телескопа в миллиметрах. Из нижеследующей таблицы (Tab.1) хорошо видно, как изменяется эта величина с увеличением входного отверстия телескопа. Однако в действительности эта величина может существенно колебаться у двух телескопов даже с одинаковым диаметром объектива. Это может зависеть от типа оптической системы, от качества изготовления оптики, ну и, разумеется, от состояния атмосферы.

Что нужно иметь для того, чтобы приступить к наблюдениям. Самое главное, конечно, телескоп. Необходимо отметить, что многие любители неправильно трактуют формулу Дэвиса, полагая, что только она определяет возможность разрешения тесной двойной пары. Это не правильно. Несколько лет назад я встречался с одним любителем, который жаловался на то, что вот уже в течение нескольких сезонов не может разделить в 2.5 дюймовый телескоп пару звезд, между которыми всего лишь 3 угловые секунды. В действительности оказалось, что он пытался сделать это, используя небольшое увеличение в 25 крат, аргументируя это тем, что с таким увеличением у него лучше видимость. Безусловно, он был прав в одном, меньшее увеличение значительно уменьшает вредное влияние воздушных потоков в атмосфере, но основная ошибка заключалась в том, что он не принял во внимание еще один параметр, влияющий на успешность разделения тесной пары. Я говорю о величине известной под названием "разрешающее увеличение".
P = 0.5 * D (F.2)
Формулу вычисления этой величины я не так часто встречал в других статьях и книгах, как описание предела Дэвиса, потому, наверное, и возникло у человека такое заблуждение насчет способности разрешить тесную пару при минимальном увеличении. Правда надо ясно себе отдавать отчет в том, что эта формула дает увеличение, когда уже можно наблюдать дифракционную картину у звезд, а соответственно, и близко расположенного второго компонента. Еще раз подчеркну слово наблюдать. Так как для проведения измерений значение этого увеличения необходимо умножить как минимум раза в 4, если позволяют атмосферные условия.
Несколько слов о дифракционной картине. Если вы взглянете на относительно яркую звезду в телескоп при максимально возможном увеличении, тогда заметите, что звезда выглядит не как точка, как это должно быть в теории при наблюдении очень далекого объекта, а как кружочек небольшого размера, окруженный несколькими кольцами (так называемые дифракционные кольца). Понятно, что количество и яркость таких колец непосредственно влияет на легкость, с которой вы сможете разделить тесную пару. Может так получиться, что слабый компонент просто будет растворен в дифракционной картине, и вы не сумеете выделить его на фоне ярких и частых колец. Интенсивность их зависит напрямую как от качества оптики, так и от коэффициента экранирования вторичным зеркалом в случае использования рефлектора или катадиоптрической системы. Вторая величина, конечно, не вносит серьезные коррективы в возможность разрешения некоторой пары в общем, но с увеличением экранирования падает контраст слабого компонента относительно фона.

Кроме телескопа, разумеется, потребуется еще и измерительные приборы. Если вы не собираетесь вести измерения положения компонентов относительно друг друга, то можно, в общем, обойтись и без них. Скажем, вас вполне может устроить сам факт того, что вам удалось сделать разрешение близко расположенных звезд вашим инструментом и убедится, что стабильность атмосферы сегодня подходящая или ваш телескоп дает хорошие показатели, и вы еще не утратили былых навыков и сноровку. Для более глубоких и серьезных целей необходимо использовать микрометр и часовую шкалу. Иногда такие два прибора можно встретить в одном специальном окуляре, в фокусе которого устанавливается стеклянная пластинка с нанесенными тонкими линиями. Обычно риски наносятся через определенные расстояния с помощью лазера в заводских условиях. Вид одного такого, промышленно выпускаемого окуляра приведен рядом. Там не только сделаны отметки через каждые 0.01 мкм, но и по краю поля зрения размечена часовая шкала для определения позиционного угла.

Такие окуляры довольно дороги и часто приходится прибегать к другим, обычно самодельным, устройствам. Можно в течение некоторого времени спроектировать и изготовить самодельный проволочный микрометр. Суть его конструкции в том, что одна из двух очень тонких проволочек может двигаться относительно другой, если вращается кольцо с нанесенными на него делениями. Через соответствующие передачи можно добиться того, что полный поворот такого кольца дает очень незначительное изменение расстояния между проволочками. Конечно, такой прибор будет нуждаться в очень длительной калибровке, до тех пор, пока не будет найдено точное значение одного деления такого устройства. Зато оно доступно в изготовлении. Эти устройства, и окуляр, и микрометр требуют для нормальной работы некоторых дополнительных усилий со стороны наблюдателя. Оба работают по принципу измерения линейных расстояний. Как следствие возникает необходимость связать две меры (линейную и угловую) воедино. Это, возможно, сделать двумя путями, определив опытным путем из наблюдений величину одного деления обоих приспособлений, или рассчитав теоретически. Второй метод не может быть рекомендован, так как базируется на точных данных о фокусном расстоянии оптических элементов телескопа, но если это известно с достаточной точностью, то угловая и линейная меры могут быть связаны соотношением:
A = 206265" / F (F.3)
Это дает нам угловую величину объекта расположенного в главном фокусе телескопа (F) и размером в 1 мм.. Если это сказать проще, тогда один миллиметр в главном фокусе 2000мм телескопа будет эквивалентен 1.72 угловой минуте. Первый способ на поверку оказывается чаще более точным, но требует значительного времени. Разместите любой из типов измерительных приборов на телескоп и навидитесь на звезду с известными координатами. Остановите часовой механизм телескопа и засеките время, за которое звезда проходит путь от одного деления к другому. Полученные несколько результатов усредняются и угловое расстояние, соответствующее положению двух отметок, вычисляется по формуле:
A = 15 * t * COS(D) (F.4)
Проведение измерений
Как уже отмечалось задачи, которые ставятся перед наблюдателем двойных звезд сводятся к двум простым вещам - разделение на компоненты и измерение. Если все описанное ранее служит помочь решению первой задачи, определить возможность выполнения таковой и содержит некоторое количество теоретического материала, то в этой части рассматриваются вопросы непосредственно относящиеся к процессу измерения звездной пары. Для решения этой задачи необходимо провести всего лишь измерение пары величин.
Позиционный угол

Эта величина используется для описания направления одного объекта относительно другого, или для уверенного позиционирования на небесной сфере. В нашем случае это включает в себя определение положения второго (более слабого) компонента относительно более яркого. В астрономии позиционный угол измеряется от точки направления на север (0°) и далее в сторону востока (90°), юга (180°) и запада (270°). Две звезды с одинаковым прямым восхождением имеют позиционный угол 0° или 180°. В случае, если они имеют одинаковое склонение, угол будет равен либо 90°, либо 270°. Точное значение будет зависеть от расположения этих звезд относительно друг друга (какая правее, какая выше и так далее) и того, какая из этих звезд будет выбрана как точка отсчета. В случае двойных звезд за такую точку всегда принимается более яркий компонент. До того как будет проводится измерение позиционного угла необходимо правильно сориентировать измерительную шкалу согласно сторонам света. Рассмотрим как это должно происходить при использовании окуляра-микрометра. Поместив звезду в центр поля зрения и выключив часовой механизм мы заставляем звезду перемещаться в поле зрения телескопа с востока на запад. Точка в которой звезда будет выходить за границы поля зрения и есть точка направления на запад. Если окуляр имеет угловую шкалу по краю поля зрения, то вращая окуляр необходимо установить в точке, где звезда покидает поле зрения значение 270 градусов. Проверить правильность установки можно сдвинув телескоп так, чтобы звезда только стала появляться из-за границы видимости. Эта точка должна совпадать с отметкой 90 градусов, а звезда в ходе своего движения должна пройти точку центра и начать выходить за пределы поля зрения ровно в отметке 270 градусов. После этой процедуры остается разобраться с ориентацией оси север-юг. Необходимо, правда, помнить, что телескоп может давать как телескопическое изображение (случай полностью перевернутого изображения по двум осям), так и перевернутого только по одной оси (в случае использования зенитной призмы или отклоняющего зеркала). Если теперь навестись на интересующую нас звездную пару, то поместив главную звезду в центр, достаточно снять показания угла второго компонента. Такие измерения конечно лучше всего проводить при максимально возможном для вас увеличении.
Измерение углов

По правде говоря, самая сложная часть работы была уже проделана, как это описано в предыдущем разделе. Остается только снять результаты измерения угла между звездами со шкалы микрометра. Особых хитростей здесь нет и методы получения результата зависят от конкретного типа микрометра, но общие принятые положения я раскрою на примере самодельного проволочного микрометра. Наведите яркую звезду на первую проволочную риску в микрометре. Затем, вращая размеченное кольцо, совместите второй компонент звездной пары и вторую линию прибора. На данном этапе необходимо запомнить показания вашего микрометра для дальнейших операций. Теперь вращая микрометр на 180 градусов, и используя механизм точного движения телескопа, снова совместим первую линию в микрометре с главной звездой. Вторая отметка прибора соответственно должна оказаться в стороне от второй звезды. Подкрутив диск микрометра так, чтобы вторая отметка совпала со второй звездой и, снимая со шкалы новое значение, вычтем из него старое значение прибора для получения удвоенной величины угла. Может показаться непонятным, зачем проведена столь замысловатая процедура, когда можно было бы поступить проще сняв показания со шкалы без переворачивания микрометра. Это, безусловно легче, но в этом случае точность измерения будет несколько хуже, чем в случае использования приема двойного угла, описанного выше. Тем более что маркировка нуля на самодельном микрометре может иметь несколько сомнительную точность, а так получается, что мы не работаем с нулевым значением. Разумеется, что для получения относительно достоверных результатов нам необходимо несколько раз повторить процесс измерения угла для получения среднего результата из многочисленных наблюдений.
Другая техника измерений
Изложенные выше основы измерений расстояния и позиционного угла тесной пары, по сути своей являются классическими методами, применение которых можно встретить и в других отраслях астрономии, скажем селенографии. Но зачастую любителям бывает недоступен точный микрометр и приходится довольствоваться иными подручными средствами. Скажем, если у вас есть в наличии окуляр с перекрестием, то простейшие угловые измерения можно делать и с ним. Для очень тесной пары звезд он работать будет не совсем точно, но для более широких можно воспользоваться тем, что звезда со склонением d за секунду времени основываясь на формуле F.4 проходит путь в 15*Cos(d) секунд дуги. Воспользовавшись этим фактом можно засечь отрезок времени, когда оба компонента пересекают одну линию окуляра. Если позиционный угол такой звездной пары будет 90 или 270 градусов, то вам повезло, и больше никаких вычислительных действий производить не стоит, просто повторите весь процесс измерения несколько раз. Иначе, вам предстоит хитрыми подручными способами определить позиционный угол, а затем, используя тригонометрические уравнения для нахождения сторон в треугольнике, вычислить расстояние между звездами, которое должно составить величину:
R = t * 15 * Cos(d) / Sin(PA) (F.5)
где PA - позиционный угол второго компонента. Если произвести измерения таким образом более четырех или пяти раз, и иметь точность измерения времени (t) не хуже 0.1 секунды, то при использовании окуляра с максимально возможным увеличением, можно вполне рассчитывать на получение точности измерения до 0.5 секунды дуги или даже лучше. Разумеется, что перекрестие в окуляре должно быть расположено точно под 90 градусов и быть сориентировано согласно направлениям на различные стороны света, и что при позиционных углах близких к 0 и 180 градусам нужно слегка изменить технику измерений. В этом случае лучше слегка отклоните перекрестие градусов на 45, относительно меридиана и воспользоваться следующим методом: засекая два момента, когда оба компонента пересекают одну из линий перекрестия, получаем моменты времени t1 и t2 в секундах. За время t (t=t2-t1) звезда проходит путь в X секунд дуги:
X = t * 15 * Cos(delta) (F.6)
Теперь зная позиционный угол и общую ориентацию измерительной линии перекрестия в окуляре, можно дополнить предыдущее выражение вторым:
X = R * | Cos(PA) + Sin(PA) | (для ориентации по линии SE-NW) (F.7)
X = R * | Cos(PA) - Sin(PA) | (для ориентации по линии NE-SW)
Можно сильно удаленный компонент поместить в поле зрения таким образом, что он не будет входить в поле зрения окуляра, находясь на самом его крае. В этом случае так же зная позиционный угол, время прохождения другой звезды через поле зрения и саму эту величину, можно приступить к расчетам, основываясь на вычислении длинны хорды в окружности с определенным радиусом. Позиционный угол можно попытаться определить, воспользовавшись другими звездами в поле зрения, координаты которых заранее известны. Произведя измерения расстояний между ними микрометром или секундомером, используя описанную выше технику, можно попытаться отыскать недостающие значения. Сами формулы я, конечно, здесь приводить не буду. Их описание может занять значительную часть этой статьи, тем более что их можно встретить в учебниках по геометрии. Правда несколько сложнее с тем фактом, что в идеале придется решать задачи со сферическими треугольниками, а это не то же самое, что и треугольники на плоскости. Но если вы используете такие хитрые способы измерений, то в случае двойных звезд, когда компоненты расположены близко друг к другу, вы можете упростить себе задачу, забыв о сферической тригонометрии вообще. Точность таких результатов (и без того неточных) от этого сильно пострадать не может. Лучше всего для измерения позиционного угла воспользоваться транспортиром, который используют в школах, и приспособить его для использования с окуляром. Это будет достаточно точно, а главное очень доступно.
Из несложных методов измерения можно упомянуть еще один, довольно оригинальный, основанной на использовании дифракционной природы. Если одеть на входное отверстие вашего телескопа специально изготовленную решетку (чередующиеся параллельные полоски открытой апертуры и экранированной), то, разглядывая полученное изображение в телескоп, вы обнаружите серию более слабых "спутников" у видимых звезд. Угловое расстояние между "главной" звездой и "ближайшим" из двойников будет равно:
P = 206265 * lambda / N (F.8)
Здесь P - угловое расстояние между двойником и основным изображением, N - сумма ширины открытого и экранированного участков описанного приспособления, а lambda - длинна волны света (560nm - максимальная чувствительность глаза). Если теперь замерить три угла, воспользовавшись доступным вам типом прибора для измерения позиционных углов, то можно опереться на формулу и вычислить угловое расстояние между компонентами, опираясь на описанный выше феномен и позиционные углы:
R = P * Sin | PA1 - PA | / Sin | PA2 - PA | (F.10)
Величина P была описана выше, а углы PA, PA1 и PA2 определяются как: PA - позиционный угол второго компонента системы относительно главного изображения главной звезды; PA1 - позиционный угол главного изображения главной звезды, относительно вторичного изображения главной звезды плюс 180 градусов; PA2 - позиционный угол главного изображения второго компонента, относительно вторичного изображения главной звезды. Как главный недостаток следует отметить, что при использовании этого метода наблюдаются большие потери в яркости звезд (более 1.5-2.0m) и хорошо работает только на ярких парах с маленьким различием в блеске.
С другой стороны, современные методы в астрономии позволили сделать рывок и в наблюдении двойных. Фотографирование и CCD астрономия позволяют нам по-новому взглянуть на процесс получения результатов. И в случае CCD изображения, и с фотографическим снимком имеет место метод измерения количества пикселей, либо линейного расстояния между парой звезд. После калибровки изображения, посредством вычисления величины одной единицы, основываясь на других звездах, чьи координаты заранее известны, вы вычисляете искомые значения. Использование CCD намного предпочтительней. В этом случае точность измерения может быть на порядок выше, чем при визуальном или фотографическом методе. CCD высокого разрешения может регистрировать очень близкие пары, а последующая обработка различными программами для астрометрии может не только облегчить весь процесс, но и дать крайне высокую точность до нескольких десятых, а то и сотых, долей угловой секунды.

Проблема лишнего веса даёт о себе знать не только летом на пляже. Ежедневно вглядываясь в зеркало, приходится с грустью наблюдать двойной подбородок, брыли и расплывшиеся контуры. К счастью, всё это можно замаскировать, если освоить макияж для полного лица со всеми его нюансами.

Особенности

Для полных девушек визажисты предлагают мейк-ап, главная задача которого - вытянуть лицо, сделать его визуально более худым. Для её решения используются такие техники, как контуринг (чтобы очертания стали более чёткими) и вертикальная растушёвка.

Тон и рельеф

Без тональной основы, которая моделирует контуры и визуально их вытягивает, макияж невозможен.
Светлым тональным кремом (праймером) выделяется овал, более тёмным - всё остальное (не забывайте про шею и зону декольте).
Маскирующие средства должны быть матовыми и плотными по текстуре.
Очень важно выделить глаза, поэтому обязательно маскируйте тёмные круги под ними с помощью консилера.
Пудра - компактная, не блестящая.
Румяна наносите мягкой кисточкой, двигаясь сверху вниз. Идеальные оттенки - беж, бронза.

Глаза и брови

Отдайте предпочтение удлиняющей туши для ресниц.
Перламутровые тени ограничить.
Тщательно растушёвываете все переходы оттенков.
Внутренние уголки нужно высветлить, внешние - затемнить.
Все линии должны направляться вверх.
Кончики лучше растушевать.
Брови не должны быть слишком тонкими и чересчур широкими. Изгиб - умеренный.

Губы

Не нужно придавать губам дополнительный объём.
Контуринг губ тоже исключается.
Молодым девушкам можно использовать ненавязчивый блеск.
После 35 лучше отдать предпочтение матовой помаде - коралловой или розовой.

Если у вас полное лицо, не стоит расстраиваться. Обычно у девушек с таким недостатком очень красивые глаза, ровная, чистая кожа и отсутствуют морщины. Старайтесь выделить свои достоинства и по максимуму замаскировать оплывшие черты умелым мейк-апом.

Под цвет глаз

В таком визаже нужно обязательно учитывать цвет глаз, так как именно на них рекомендуется делать акцент.

Для зеленоглазых

Чтобы выделить зелёные глаза на полном лице, понадобятся тени таких оттенков, как бирюзовые, зелёные, жёлтые, синие.
В отличие от макияжа для голубоглазых красавиц, здесь понадобится многослойная техника. Так что не бойтесь накладывать тени в несколько слоёв.
Главное - не забудьте всё тщательно растушевать. Полное лицо не терпит контрастов.
Цвет подводки подбирайте под тени: она должна быть чуть насыщеннее.
Стрелки поднимайте вверх, чтобы горизонтальные линии не сделали лицо ещё полнее.
Для дневного мейк-апа используйте синюю или зелёную тушь. Для праздничного, вечернего - чёрную или коричневую.
Чтобы сделать губы более рельефными, берите помаду или блеск с шиммером. Рекомендуемый оттенок - яркая вишня или коралл.

Для голубоглазых

Рекомендуемая палетка теней: серебристые, розовые, золотистые, жемчужные, фиолетовые, сиреневые, морской волны, бирюзовые. Если выполняется , можно взять чёрные и коричневые.
Для голубых глаз нужно использовать самые лёгкие техники. Многослойность исключается. Так что тени могут ложиться в 1-2 слоя, но не больше.
То же самое и с тушью. Не перебарщивайте с ней: 1 нанесения будет вполне достаточно. Рекомендуемые цвета - серый, коричневый (для дневного варианта), чёрный (для вечернего).
Помада и блеск для губ могут быть в розовой тональности, но с учётом возраста. После 35 лучше использовать кремовый или бордовый. Главное - без увлажнения и объёма.
Эти же цветовые решения визажисты предлагают использовать и сероглазым девушкам.

Для кареглазых

Макияж для полного лица с карими глазами начинается с правильного подбора . Выбирайте бежевый или абрикосовый оттенки - они визуально удлиняют черты.
Для рельефности скул нанесите на них лилово-розовые румяна. Терракотовые уберите подальше - они сделают их плоскими.
Палитра теней должна распахивать глаза. Цвета в вашей палетке - синие, фиолетовые, бронзовые, золотистые, каштановые, бежевые, медовые, розовые.
Лайнер может быть синим, золотистым, фиолетовым, каштановым, чёрным - под цвет теней. Стрелки лучше подкрутить вверх.
Для ресниц понадобится удлиняющая тушь чёрного, синего, коричневого или фиолетового оттенка.
Форма бровей должна быть правильной. Избегайте прямых горизонтальных линий и слишком ярко выраженных кокетливых изгибов.
Помада и блеск для губ могут быть следующих цветов: спелая вишня, тёплый nude, розовый неон, коралл.

Выбор цветового решения макияжа, может зависеть ещё и от цвета волос. Но именно глаза играют решающую роль в этом вопросе.

Пошаговая инструкция

Разные стилевые варианты мейк-апа для полных женщин позволяют им чувствовать себя привлекательной и красивой как в повседневной жизни, так и на праздниках. Базовые ( и ) нужно освоить обязательно.

Дневной

Для удлинения полного лица используйте жидкий тональный крем без силикона. Особое внимание уделите маскировке крыльев носа и боковых поверхностей щёк.
Для выравнивания тона лучше возьмите матовую пудру.
Чтобы сделать контуры лица более чёткими и рельефными, их нужно затемнить, а центр (нос, лоб, подбородок) - максимально высветлить. Для этого корректором можно поработать прямо поверх пудры.
На скулы можно нанести песочные румяна.
Верхние веки прокрашиваются в 1 слой перламутром. Лучше серебристого оттенка.
Очень тонкие стрелочки по верхним векам прорисовываются антрацитом и загибаются вверх.
С нижней частью глаз при дневном макияже не работаем.
Распахиваем взгляд серой удлиняющей тушью в 1 слой.
Для губ возьмите глянцевый блеск натурального оттенка.

Вечерний

Вытянуть контур лица позволяет розовый консилер.
Чтобы мейк-ап был безупречным, уделите особое внимание маскировке декольте.
Коралловые яркие румяна вытянут скулы.
Тени ложатся на верхнее веко слоями: чёрные, антрацитовые, изумрудные. Главное - всё хорошенько растушевать, чтобы не создать контрастов.
Нижние веки отштриховываются оттенком мокрого асфальта.
Чёрные стрелки должны повторять форму глаза и соединяться вверху, уводя линии к вискам.
Внешние уголки можно выделить белым лайнером или тенями.
Тушь в 2 слоя - чёрная удлиняющая.
Блёстки и шиммер лучше не использовать.
Матовая помада кораллового цвета и прозрачный блеск завершат вечерний макияж.

Если и стали причиной внутренних комплексов, у вас есть только два пути решения проблемы. Первый - похудеть. Но он долгий и требующий немалых сил и терпения. Второй - научиться правильному макияжу для полного лица, который сделает его визуально более худым. Не пренебрегайте в такой ситуации советами визажистов - они позволят выглядеть гораздо лучше.

Двойными звездами в астрономии называют такие пары звезд, которые заметным образом выделяются на небе среди окружающих звезд фона близостью своих видимых положений. В качестве оценок близости видимых положений принимают следующие границы угловых расстояний r между компонентами пары, зависящие от видимой звездной величины m.

Типы двойных звезд

Двойные звезды подразделяют в зависимости от способа их наблюдений на визуально-двойные, фотометрические двойные, спектрально-двойные и спекл-интерферометрические двойные звезды.

Визуально-двойные звезды. Визуально-двойные звезды представляют собой довольно широкие пары, уже хорошо различимые при наблюдениях с телескопом умеренных размеров. Наблюдения визуально-двойных звезд производятся либо визуально с помощью телескопов, снабженных микрометром, либо фотографически с помощью телескопов-астрографов. Типичными представителями визуально-двойных звезд могут служить звезды? Девы (r=1? -6? , период обращения P=140 лет) или хорошо известная любителям астрономии близкая к Солнцу звезда 61 Лебедя (r=10? -35? , P P=350 лет). К настоящему времени известно около 100000 визуально-двойных звезд.

Фотометрические двойные звезды. Фотометрические двойные звезды представляют собой очень тесные пары, обращающиеся с периодом от нескольких часов до нескольких дней по орбитам, радиус которых сравним с размерами самих звезд. Плоскости орбит этих звезд и луч зрения наблюдателя практически совмещаются. Эти звезды обнаруживают по явлениям затмений, когда одна из компонент проходит впереди или сзади другой относительно наблюдателя. К настоящему времени известно более 500 фотометрических двойных звезд.

Спектрально-двойные звезды. Спектрально-двойные звезды, так же как и фотометрические двойные, представляют собой очень тесные пары, обращающиеся в плоскости, образующей с направлением луча зрения наблюдателя малый угол. Спектрально-двойные звезды, как правило, не удается разделить на компоненты даже при использовании телескопов с самыми большими диаметрами, однако принадлежность системы к этому типу двойных звезд легко обнаруживается при спектроскопических наблюдениях лучевых скоростей. Типичным представителем спектрально-двойных звезд может служить звезда? Большой Медведицы, у которой наблюдаются спектры обеих компонент, период колебаний 10 дней, амплитуда около 50 км/с.

Спекл-интерферометрические двойные звезды. Спекл-интерферометрические двойные звезды открыты сравнительно недавно, в 70-х годах нашего века, в результате использования современных больших телескопов для получения спекл-изображений некоторых ярких звезд. Пионерами спекл-интерферометрических наблюдений двойных звезд являются Э. Мак Алистер в США и Ю.Ю. Балега в России. К настоящему времени методами спекл-интерферометрии измерено несколько сотен двойных звезд с разрешением r ?,1.

Исследования двойных звезд

Долгое время считалось, что планетарные системы могут формироваться только вокруг единичных звезд, подобных Солнцу. Но в своей новой теоретической работе доктор Алан Босс (Alan Boss) из Отделения земного магнетизма (DTM) института Карнеги показал, что планеты могут быть и у множества других звезд - от пульсаров до белых карликов. В том числе и у двойных и даже тройных звездных систем, которые составляют две трети всех звездных систем в нашей Галактике. Обычно двойные звезды расположены на расстоянии 30 а.е. друг от друга - это приблизительно равно расстоянию от Солнца до планеты Нептун. В предыдущей теоретической работе д-р Босс высказывал предположение, что гравитационные силы между звездами-компаньонами будут препятствовать формированию планет вокруг каждой из них, сообщает Carnegie Institution. Однако охотники за планетами недавно обнаружили планеты-газовые гиганты, подобные Юпитеру, вокруг двойных звездных систем, что привело к пересмотру теории формирования планет у звездных систем.

01.06.2005 На конференции Американского астрономического общества астроном Тод Стромайер из Летно-космического центра им. Годдарда космического агентства NASA представил доклад о двойной звезде RX J0806.3+1527 (или сокращенно - J0806). Поведение этой пары звезд, которые относятся к классу белых карликов, явно указывает на то, что J0806 является одним из самых мощных источников гравитационных волн в нашей галактике Млечный Путь. Упомянутые звезды вращаются вокруг общего центра тяжести, причем расстояние между ними составляет всего лишь 80 тыс. км (это в пять раз меньше расстояния от Земли до Луны). Это самая маленькая орбита среди известных двойных звезд. Каждый из этих белых карликов по массе примерно вдвое легче Солнца, но по размерам они сходны с Землей. Скорость движения каждой звезды вокруг общего центра тяжести составляет более 1,5 млн. км/час. Причем, наблюдения показали, что яркость двойной звезды J0806 в оптическом и рентгеновском диапазоне длин волн меняется с периодом 321,5 секунды. Скорее всего, это и есть период орбитального вращения звезд, входящих в двойную систему, хотя нельзя исключать вероятность того, что упомянутая периодичность является следствием вращения вокруг собственной оси одного из белых карликов. Еще следует отметить, что каждый год период изменения яркости J0806 уменьшается на 1,2 мс.

Характерные приметы двойных звезд

Центавра состоит из двух звезд - a Центавра А и a Центавра В. а Центавра А имеет параметры, почти аналогичные параметрам Солнца: Спектральный класс G, температура около 6000 K и такую же массу и плотность. a Центавра В имеет массу на 15% меньше, спектральный класс K5, температуру 4000 K, диаметр 3/4 солнечного, эксцентриситет (степень вытянутости эллипса, равная отношению расстояния от фокуса до центра к длине большей полуоси, т.е. эксцентриситет окружности равен 0 – 0,51). Период обращения – 78,8 года, большая полуось – 23,3 а. е., плоскость орбиты наклонена к лучу зрения под углом 11, центр тяжести системы приближается к нам со скоростью 22 км/c , поперечная скорость 23 км/c, т.е. общая скорость направлена к нам под углом 45o и составляет 31 км/c. Сириус, как и a Центавра, тоже состоит из двух звезд – А и В, однако в отличие от неё обе звезды имеют спектральный класс A (A-A0, B-A7) и, следовательно, значительно большую температуру (A-10000 K, B- 8000 K). Масса Сириуса А – 2,5Mсолнца, Сириуса В – 0,96Mсолнца. Следовательно, поверхности одинаковой площади излучают у этих звезд одинаковое кол-во энергии, но по светимости спутник в 10 000 раз слабее, чем Сириус. Значит, его радиус меньше в 100 раз, т.е. он почти такой же, как Земля. Между тем масса у него почти такая же, как и у Солнца. Следовательно, белый карлик имеет огромную плотность - около 10 59 0 кг/м 53 0.

Хороший астрономический бинокль (под «хорошим» я имею в виду хорошо отрегулированный бинокль с просветленной оптикой) - отличный инструмент для наблюдения звездного неба. Легкий и компактный - он легко поместится в спортивную сумку. Его нетрудно взять с собой на дачу, в поход, просто на прогулку. А если к нему еще прилагается надежный штатив, то жизнь, можно сказать, удалась.

Основная ценность бинокля по сравнению с телескопом состоит в том, что бинокль дает широкое поле зрения . Некоторые объекты в телескоп толком не рассмотреть - они либо не помещаются целиком в окуляр, либо, занимая все поле зрения, теряют в эффектности. Это касается некоторых звездных скоплений, например, Гиад, Плеяд и скопления в созвездии Волосы Вероники. Длинные и тонкие хвосты комет нередко гораздо удобнее наблюдать в бинокль. Астеризмы и созвездия также лучше изучать в бинокль. Наконец, бинокль незаменим при наблюдениях Млечного Пути.

Многие любители астрономии относятся к биноклям снисходительно, предпочитая наблюдать в телескоп. Конечно, бинокль не сравнится с хорошим телескопом ни в мощности, ни в детальности изображения: в него не увидеть подробностей на дисках планет, да и слабые туманности лучше рассматривать в «апертуристый» Доб.

Но вот с миром звезд дело обстоит не так плохо! На небе есть сотни двойных и переменных звезд, доступных для наблюдения в бинокли. Некоторые из двойных выглядят потрясающе красиво на фоне звездных полей Млечного Пути. Опять-таки, красоту эту могут оценить только пользователи широкоугольных инструментов.

Для начала вот вам список 10 широких пар звезд, которые выглядят в бинокль просто невероятно красиво!

1. Альбирео

Альбирео (она же β Лебедя) не зря считается одной из самых популярных двойных звезд. Альбирео легко найти на небе - эта звезда отмечает в созвездии Лебедя голову птицы, ее компоненты разделяются даже в 30-мм бинокль, а цветовой контраст компонентов приводит в восторг даже бывалых наблюдателей. Даже на фотографиях, которые вообще-то не всегда способны адекватно передать цвет звезд, пара впечатляет. Что говорить о визуальных наблюдениях Альбирео!

Главный компонент системы имеет насыщенный желтый, почти оранжевый, цвет - Ричард Аллен, известный исследователь звездных имен, описал цвет этой звезды как «топазово-желтый». Ее блеск равен примерно 3 звездной величине. Голубовато-белый спутник блеском 5 m отстоит на 34″ от главной звезды. Из-за контраста голубая звездочка кажется гораздо более синего цвета, чем другие горячие звезды (включая Вегу) !

Зарисовка двойной звезды Альбирео, выполненная любителем астрономии Д. Пересом. Рисунок: Jeremy Perez

Особую красоту картине придают роскошные звездные поля Млечного Пути, которые служат фоном для этой пары. Наблюдать Альбирео можно летом и осенью по вечерам, а весной по утрам.

2. Альфа Гончих Псов

Альфа Гончих Псов , она же звезда, известная под именем Сердце Карла II, находится чуть пониже ручки ковша Большой Медведицы. Вы с легкостью найдете ее на небе практически в любое время года. Разве что в конце лета и в начале осени она находится уж очень низко над горизонтом. Компоненты в этой паре расположены в полтора раза ближе друг к другу, чем компоненты Альбирео, на расстоянии 20″. Цвет главной звезды - голубоватый, спутника - желтый.

3. Эпсилон Лиры

Знакомство с миром двойных звезд обладателю бинокля лучше всего начинать с широких пар. Сразу несколько таких пар находится в компактном и красивом созвездии Лиры. Вот одна из них: эпсилон Лиры . Это одна из самых известных двойных звезд на всем небе и, конечно, самая популярная двойная в созвездии Лиры - она неизменно упоминается во всех справочниках и путеводителях. Пара эта широкая - расстояние между компонентами составляет 208″ и отлично разделяется в бинокли (некоторые особо зоркие люди способны разделить ее и невооруженным глазом!). Прекрасный звездный фон и расположенная поблизости Вега делают эту звезду одной из тех достопримечательностей звездного неба, которую каждый любитель астрономии просто обязан увидеть в бинокль!

Звезда Эпсилон Лиры (в центре) и яркая Вега на фоне звезд Млечного Пути. Примерно такую картину увидят обладатели хорошего астрономического бинокля. Фото: Alan Dyer

Эпсилон Лиры известна как «двойная двойная» - в телескоп с апертурой свыше 70 мм каждый из компонентов легко делится еще на два. Таким образом, вы сможете вернуться к этой звезде еще раз - после того, как приобретете телескоп.

4. Дельта Лиры

Другая широкая двойная в созвездии Лиры - звезда, обозначаемая греческой буквой δ. Дельта Лиры отмечает собой левую верхнюю вершину параллелограмма, расположенного непосредственно под Вегой.

Главная звезда красного цвета имеет голубовато-белый спутник на удалении в 619″ или 10 угловых минут. Пара эта оптическая , то есть звезды физически не связаны друг с другом, а просто случайно спроецировались в одном направлении. Красоту этой паре придает окружение: яркие звезды Лиры во главе с сапфиром Веги способны украсить любую картину!

Наблюдать дельта Лиры, как и остальные упомянутые ниже двойные звезды созвездия Лиры можно весной по утрам, летом ночью, осенью по вечерам.

5. Дзета Лиры

А вот еще одна любопытная двойная в созвездии Лиры (как много интересного в этом крошечном созвездии!) - ζ Лиры. Дзета находится чуть пониже яркой Веги, образуя равнобедренный треугольник с ней и со звездой эпсилон Лиры.

Компоненты ζ Лиры разделены угловым расстоянием в 43,8″, поэтому их очень легко разделить в бинокль. Блеск звезд составляет 4,3 m и 5,6 m . У таких ярких компонентов цвет должен быть отчетливо заметен при наблюдении в бинокль или небольшой телескоп. Тем не менее, существуют разные мнения о том, какого цвета звезды в паре ζ Лиры. Часть авторов утверждает, что их цвет - бледно-желтый, другая - что белый. Но встречаются и такие описания: «золотисто-белый», «топазовый и зеленоватый», «зеленовато-белый и желтый».

А какого цвета компоненты ζ Лиры покажутся вам?

Двойная звезда Мицар (справа), Алькор (слева) и звезда Людовика (в центре) на зарисовке, сделанной по наблюдениям в 16-дюймовый телескоп. Источник: Источник: Iain P./CloudyNights.com

Возможно, начать стоило с этой пары звезд, ведь это самая известная двойная на всем ночном небе! Мицар и Алькор разделяет на небе целых 12 угловых минут; они прекрасно различимы по отдельности невооруженным глазом.

В мощный бинокль можно заметить, что Мицар сам по себе является двойной звездой. А между Мицаром и Алькором в бинокль видны еще несколько звезд, самая яркая из которых даже имеет собственное имя - Звезда Людовика. Все эти звезды, включая Звезду Людовика, являются звездами фона, прекрасно оттеняющими яркие белые компоненты Мицара и такой же белый Алькор.

7. Омикрон 1 Лебедя

На самом деле это не двойная, а тройная звезда - и все три компонента можно рассмотреть в бинокль! Находится ο¹ Лебедя к западу от Денеба, образуя с этой звездой и звездой ο² Лебедя небольшой равнобедренный треугольник.

Что поражает в этой системе - все три звезды видны достаточно широко, имеют разный блеск и разный цвет! Возможно, в небольшой 80-мм телескоп при 30 × система выглядит наиболее впечатляюще, однако и в бинокль есть, чем насладиться! Обратите внимание на цвета компонентов - оранжевый, белый и синий! Красоту картине добавляют роскошные звездные поля, ведь ο¹ Лебедя, находится в гуще Млечного Пути!

Омикрон1 Лебедя - яркая и легкодоступная для наблюдений в бинокль тройная звезда. Главный оранжевый компонент имеет поблизости два спутника - голубую (слева) и голубовато-белую (справа) звезды. Фото: Jerry Lodriguss

8. Йота Рака

Прекрасная двойная звезда, которая находится в непримечательном весеннем созвездии Рака. Ее трудно увидеть невооруженным глазом в городе из-за уличной засветки, зато в бинокль она видна отлично (на 8° повыше знаменитого рассеянного скопления Ясли).

Главная желтая звезда блеском 4 m - имеет голубоватый спутник 6,8 m на угловом расстоянии 30,7″. Благодаря цветовому контрасту пара смотрится очень красочно. А близость к скоплению Ясли поможет вам отождествить ι Рака на небе.

Зарисовка двойной звезды йота Рака. Рисунок: Jeremy Perez

Когда начинаешь задумываться, из каких глубин приходит свет звезд, испытываешь чувство восхищения. 330 лет идет свет от этой пары к Земле! Только представьте: главный компонент в этой паре, хотя и имеет такой же цвет, как Солнце, является звездой-гигантом. Будучи всего в 3,5 более массивной звездой, чем Солнце, ι Рака А в 21 раз превосходит наше дневное светило в поперечнике и испускает в 200 раз больше света! Менее массивный спутник еще не проэволюционировал - эта голубовато-белая звезда находится на Главной последовательности (как и Солнце). Звезды в системе ι Рака обращаются вокруг общего центра масс с периодом около 60000 лет.

9. Ню Дракона

В астеризме под названием Голова Дракона есть звезда ν, которую часто называют «глазами Дракона». Астеризм Голова Дракона находится, как нетрудно догадаться, в созвездии Дракона, над звездой Вега и представляет собой неправильный четырехугольник из звезд 2-й и 3-й зв. величины. ν Дракона - самая тусклая звезда в этом четырехугольнике. Наведите на нее свой бинокль!

Вы обнаружите, что звезда состоит из двух звезд одинакового блеска, разделенных расстоянием в 1 угловую минуту. Люди с очень острым зрением теоретически способны увидеть звезды по отдельности и невооруженным глазом, однако для этого нужно соблюсти несколько условий: прежде всего, выбраться далеко за город и наблюдать в очень темную и прозрачную ночь.

Компоненты ν Дракона похожи друг на друга как две капли воды - это белые звезды спектрального класса А. Пару разделяет по меньшей мере 1900 а. е., один оборот вокруг общего центра масс звезды делают примерно за 44000 лет.

10. Дельта Цефея

Немногие знают, что знаменитая переменная звезда дельта Цефея , ставшая прототипом целого класса переменных звезд-цефеид, имеет на небе оптический спутник. Бледно-голубая звездочка блеском 6,3 m находится в 41″ от главной звезды. Визуально пара напоминает Альбирео, хотя контраст между компонентами не такой сильный (δ Цефея имеет бледно-желтый цвет).

Дельта Цефея хороша тем, что на территории России и сопредельных стран ее можно наблюдать круглый год. Постарайтесь выкроить время и взглянуть на эту примечательную звезду. Обратите внимание на красивые звездные поля, которые окружают δ Цефея.

Конечно, этот небольшой список двойных звезд далеко не исчерпывает возможности вашего бинокля - как я уже сказал вначале статьи, даже в обычный 50-мм бинокль доступны для наблюдения сотни двойных и кратных звезд. Пройдитесь по этому списку, найдите описываемые звезды, рассмотрите их не торопясь. Возможно, вы по-настоящему проникнитесь красотой этих объектов. Тогда, возможно, данный список послужит отправной точкой для ваших будущих изысканий!

В таблице ниже суммирована общая информация о двойных звездах. Обозначения: m1 и m2 - звездная величина компонентов; ρ - угловое расстояние между компонентами; Угол - позиционный угол, отсчитываемый по отношению к направлению на север; далее указаны координаты и цвета звезд.

Звезда	m1	m2	ρ	Угол	α (2000)	δ (2000)	Цвет звезд
Альбирео	3,4	4,7	35"	54°	19h 31min	+27° 57"	оранжевый, голубой
α Гончих Псов	2,9	5,5	19,3"	229°	25 56	+38 19	голубоватый, желтый
ε Лиры	4,6	4,7	3,5"	182°	18 44	+39 40	белый
δ Лиры	4,3	5,6	10,3"	295°	18 54	+36 54	красный, голубовато-белый
ζ Лиры	4,3	5,6	44"	150°	18 45	+37 36	бледно-желтый, белый
	2,2	4,0	11,8"	70°	13 24	+54 55	белый
ο¹ Лебедя	3,8	4,8; 7,01	5,6"; 1,8"	-	20 14	+46 47	оранжевый, голубой, белый
ι Рака	4,0	6,6	30,6"	307°	08 47	+28 46	желтый, голубой
ν Дракона	4,9	4,9	63,4"	311°	17 32	+55 11	белый
δ Цефея	4,1	6,3	40,9"	191°	22 29	+58 25	желтовато-белый, голубовато-белый

Post Views: 4 391