Друк

[Гість]

Ласкаво просимо, Гість. Будь ласка, увійдіть або зареєструйтеся.
24 Листопада 2024, 06:13:30

1 година 1 день 1 тиждень 1 місяць Назавжди

Увійти

[Новини]

•    Новини
•      Астрономія
•      Астрозаходи
•    Життя клуба
•      Новини
•      Проекти
•      Заходи
•      Звіти про спостереження
•      Документи
•    Статті
•      Обладнання та телескопи
•      Спостереження
•      Астрофотографія
•      Астрософт
•      Астрономія в Україні
•      Астрономи шуткують
•      Інше
•     
•      Файловий архів

Наш канал

Наші сайти

Астро-сайти

Програми

Наш канал

Наші сайти

Астро-сайти

Програми

[tlgleonid]

Глядя на звездные россыпи невооруженным глазом или в телескоп, мы видим, что они как бы разбросаны по небу. Но разбросаны они неравномерно. Где то они образуют сгущения, а где-то расположены очень редко. Встречается и такое, что несколько звезд находятся очень близко. Если расстояние между двумя звездами намного меньше, чем расстояние до других звезд, то в этом случае о такой паре звезд говорят, как о двойной звезде.
   Но насколько близко друг к другу они находятся в реальности. Ведь может быть, что две звезды лишь случайно оказались спроэцированы на один и тот же клочок неба, а вреальности их разделяют огромные расстояния в пространстве.  В таком случае говорят об оптически двойной звезде.
Но довольно много из близко расположенных звезд и в самом деле расположены недалеко друг от друга и физически связаны гравитационным притяжением и, следовательно, они обращаются вокруг своего общего центра масс. В этом случае говорят о физически двойной звезде. На самом деле звезды, как и люди, не любят одиночества. Из сотни звезд, по меньшей мере, тридцать входят в состав двойных систем.
   Однако видеть звездные пары раздельно можно далеко не всегда. Часто звезды настолько близки, что обнаружить их двойственность можно только спектральными методами. Эти методы основаны на том, что звезды, двигаясь друг относительно друга, периодически изменяют свою скорость и это изменения проявляет себя путем смещения спектральных линий то в одну, то в другую сторону. Иногда же бывает так, что орбита меньшей звезды расположена в плоскости, параллельной лучу зрения, при этом эта звезда то проходит перед большей звездой, то прячется за ней. При этом мы видим падение суммарного видимого блеска звезд и говорим об этой звездной паре, как о затменной переменной. Одной из первых переменность звезды была выявлена без использования телескопа сравнительно яркая звезда в созвездии Персея - Алголь.
Современные исследования Алголя показали, что в этой системе вокруг довольно массивной голубой звезды светимостью в 250 раз больше, чем у нашего Солнца движется оранжевая звезда меньшей массы, которая уже покинула главную последовательность и начала увеличиваться в размерах. Причиной того, что менее массивная звезда состарилась раньше массивной, связана с тем, что в реальности в этой системе звезды настолько близко расположены друг к другу, что в них происходит обмен веществом.    В звездных парах, в которых звезды тесно взаимодействуют друг с другом, называют тесными двойными системами. В таких системах звезды уже не имеют сферической формы, а представляют собой вытянутые на встречу друг другу газовые шары. При определенных условиях вещество может даже перетекать с одной звезды на другую.
Периоды вращения звезд в спектрально-двойных и затменно-двойных парах, как правило, не велики и составляют от нескольких часов до нескольких лет. В некоторых визуально-двойных парах взаимное движение звезд настолько медленное, а расстояние между ними огромное, что периоды вращения могут измеряться миллионами лет. Например, в двойной звезде Мицар-Алькор, которую легко найти в ручке ковша, взаимное движение звезд настолько незначительное, что нет даже уверенности в том, что эта пара является физической. Эта звездная пара интересна еще и в историческом плане, поскольку древние греки по ней определяли остроту зрения. Если испытуемый видел их отдельно, значит зрение у него хорошее. Трудность представляет не угловое разрешение  между компонентами (оно составляет 12 угловых минут), а то, что блеск Алькора составляет всего 5m. В телескопическую эру Риччолли заметил, что и сам Мицар - также двойная звезда, состоящая из отчетливо видимых белых звезд, разделенным промежутком в 14 угловых секунд. Период обращения в этой паре составляет около двадцати тысяч лет! А использование спектрального анализа показало, что один из компонентов сам состоит из двух звезд, которые разделяет всего 0.01 угловая секунда, а период вращения составляет всего двадцать дней. Такие системы из звезд принято называть кратными звездами.
Еще одна очень известная кратная система - эпсилон Лиры находится недалеко от звезды Вега. Два ее компонента видны раздельно уже в небольшой бинокль. А вот если воспользоваться телескопом, то можно увидеть, что каждый из компонентов состоит из двух отдельных звезд, разделенным промежутком в 2 угловые секунды. Поскольку эта величина близка к пределу разрешения небольших телескопов, а диаметры звездных изображений при неспокойной равнинной атмосфере составляют также примерно эту же величину, да еще и благодаря удобному месторасположению на небе, этот объект стал, наверное, самым любимым объектом у любителей для тестирования оптики и качества атмосферы. Каждая звезда в этой паре обладает заметным орбитальным движением, которое можно проследить, замеряя их взаимное расположение за ряд лет.

[tlgleonid]

Наблюдения таких пар позволяют рассчитать параметры орбиты звезды, а зная элементы орбиты узнать и массы компонентов. Именно благодаря двойным звездам и удалось звезды взвесить.
Конечно любители, наблюдая двойные звезды, не ставят перед собой целей получить точные значения масс компонентов. Обычно цели более простые: своими глазами увидеть перемещение звезд в звездных парах или оценить качество оптики телескопа. А бывает, что наблюдают двойные звезды из-за их удивительной красоты, поскольку компоненты имеют очень ярко выраженные цветовые оттенки. Даже понимая, что реальная причина цветового контраста лежит в нашем физиологическом восприятии, трудно удержаться от восторга, когда смотришь на такие звезды.
Наверно, самая красивая пара на небе - это Альбирео. Эта звезда располагается в хвосте созвездия Лебедя и представляет собой удивительное сочетание желтой и голубой звезды, разделенных широким промежутком в 34 угловые секунды. Кажется, что эти цветные искорки отображают цвета украинского флага. Лично я не встречал людей, у которых эта пара не вызвала бы эмоций и ее наблюдении в телескоп. В целом красивых звездных пар на небе не мало. Время от времени они неожиданно попадают в поле зрения телескопа при поиске туманных объектов, но большинство из таких пар довольно слабы. Красивой звездную пару делает резкое сочетание цветов, из-за которого цветовой контраст как бы еще увеличивается. Лучше всего смотрится пара из бело-голубой и красной (или оранжевой) звезды. Чем больше будет у звезд разница в показателе цвете, тем интереснее окажется пара.
   Еще одна красивая звезда - это гамма андромеды или Алмакх. В данном случае звездная пара - это действительно физическая двойная звезда. Если на нее посмотреть в телескоп при увеличении от 50х, можно увидеть красивое сочетание яркой оранжевой звезды второй звездной величины и более слабой голубоватой искорки пятой звездной величины, разделенные промежутком в 10 угловых секунд. Владельцы телескопов с диаметром в 40-50 сантиметров могут попытаться при спокойной атмосфере голубую звездочку разложить на две звезды с промежутком около 0.28 угловых секунд. Это разделение приведено на 2009 год. А в 2003 году компоненты сближались вообще до 0.13 угловой секунды.
   В маленькие инструменты (с объективом 60-110мм.) красиво смотрится звезда гамма Льва. Она при увеличениях от 100х хорошо разделяется на два компонента: желтый и оранжевый. Окруженные дифракционными кольцами диски звезд на меня, в свое время, оставили глубокое впечатление. Расстояние между компонентами составляет 2.2".
   Еще одна красивая пара находится в созвездии Овна: гамма Овна. Эта пара состоит из белого и голубого компонентов, разделенных промежутком в 7.4".
   Немалый интерес любителей прикован к так называемым тесным звездным парам. Ведь такие пары как бы бросают вызов наблюдателю, тренируют наблюдательность и умение ожидать те редкие моменты успокоения атмосферы, когда удается увидеть компоненты звездной пары по отдельности.  Принято считать, что две звезды еще можно разделить, если между ними угловое расстояние r>114/D, где D - диаметр объектива телескопа в миллиметрах, а r- расстояние между компонентами в угловых секундах. Однако это относится к случаю, когда компоненты имеют одинаковую яркость. Если же яркость компонент не одинакова, то этот угол заметно возрастает. Теоретически два компонента должны разделяться независимо от блеска, если r>280/D, но на практике есть ряд нюансов. Во-первых, свет яркой звезды рассеивается на атмосферных неоднородностях и может полностью загасить близко расположенную звезду. Во-вторых, как мы знаем, изображение звезды представляет собой диск эйри, окруженный кольцами. Если слабый компонент попадет на такое кольцо, он может затеряться.
 
   Классическим примером трудных для разделения звезд является Сириус и его более слабый компонент <щенок>. Этот спутник - первый, открытый человечеством, белый карлик, который, имея сравнимую с Солнцем массу, имеет размеры лишь в несколько раз больше, чем у Земли. Блеск Сириуса равен -1.3 зв. величины, а блеск спутника составляет 8.6m при расстоянии между компонентами до 11 угловых секунд, однако открыт этот спутник был лишь по наблюдениям за Сириусом. Дело в том, что Сириус довольно быстро движется по небу (немногим больше угловой секунды в год), причем, как выяснил Бессель, движется по волнистой кривой. И лишь в 1862 году Альван Кларк обнаружил слабый спутник этой ярчайшей звезды на нашем небе. Просто Сириус своим ярким светом делает спутник трудновидимым. Да к тому же этот белый карлик движется по сильно вытянутой орбите, и в настоящее время между ним и центральной звездой уже больше 8". Его можно уже пытаться увидеть и в небольшие инструменты. А вот в 1994 году его наблюдать было практически невозможно.

[tlgleonid]

   Примерами тесных двойных пар могут служить компоненты кратной звезды эпсилон лиры, которые интересно разделить в телескоп с объективом в 50-80мм.
Телескопы с объективом от 80 до 130 мм уже могут позволить разделить на компоненты звезду Лямбда змееносца Ra=16h 25.9m, Dec=+20 12', расстояние между компонентами которой равно полутора угловым секундам.  А вот для телескопов с объективом от 150 до 200 мм может быть интересной звезда Хи Скорпиона Ra=15h58.9 m,  Dec=-110 6' с равными по яркости компонентами с блеском 4.9m. Между звездами в этой паре всего около одной секунды дуги. Телескопы с объективом в 250 мм и более при устойчивом состоянии атмосферы могут разделить на компоненты Лямбду Кассиопеи. Между компонентами с яркостью 5.3m и 5.6m всего 0.54". Координаты этой пары Ra=0h26.2m, Dec=+53058'
   Однако для наблюдения таких тесных пар нужно знать некоторые секреты. Они не очень сложны, но о них часто забывают. Начнем с того, что для наблюдения тесных пар нужно применять большие увеличения. Если оптика достаточно качественна, атмосфера стабильна и монтировка телескопа устойчива, то можно применять увеличения в три и даже четыре раза больше, чем значение диаметра телескопа, выраженного в миллиметрах.  И пусть не пугает явно видимая дифракционная картина. Именно отклонения в этой картине и позволяют выявить двойственность звезды. Для конкретной пары лучше всего применять увеличения, численно равны 240/r, где r - расстояние между компонентами, выраженное в угловых секундах.
   Еще один секрет связан с тем, что в двойных звездах компоненты часто принадлежат к разным спектральным классам. В этом случае можно попытаться установить двойственность по особенностям окраски дифракционной картины. Иногда, двойственность звезды позволяют выявить цветные фильтры.
Если вышеперечисленные методы не помогают, можно попытаться разделить звезды, используя специальные насадки на объектив. Так в рефлекторах растяжки дают характерные лучи от звезд. Часть энергии звезд переходит из центрального максимума в эти лучи. Если использовать специальную насадку с толстым крестообразным перекрестием, имитирующим толстые насадки, в дифракционные лучи можно вывести значительную часть энергии яркого компонента и при правильной ориентации облегчить обнаружение более слабого компонента. Можно использовать также шестиугольные маски на объектив или маски другой формы.
Телескопы рефлекторы, которые часто ругают за наличие центрального экранирования, позволяют легче разделять тесные двойные пары. Дело в том, что при наличии центрального экранирования центральный диск эйри становится немного меньше, а часть энергии уходит в дифракционные кольца, которые становятся как бы ярче. Это не очень хорошо при наблюдении планет, но для случая разделения двойных звезд это становится существенной находкой. Как крайний случай, можно попробовать перекрыть 80-90% от диаметра центральным диском. В случае ярких звезд можно даже использовать что-то типа маски-интерферометра с двумя отверстиями в противоположных частях маски.
Применяя всякие маски и фильтры нужно помнить, что их применение приводит к ослаблению в той или иной степени яркости изображения, поэтому такие методы могут быть полезными лишь для более-менее ярких объектов.
Но наблюдения двойных звезд - это не только оценка качества оптики или восторг от цветных звездных пар. У профессионалов это в первую очередь измерение позиционных углов и угловых расстояний.
Позиционный угол - это в общем случае величина, которая используется для описания направления одного объекта относительно другого. Для случая двойных звезд позиционный угол определяет положения более слабого компонента относительно более яркого. Измерять этот угол принято от точки направления на север в сторону востока. По этому, если более слабый компонент оказался строго на восток от яркой звезды, то говорят, что позиционный угол равен 90°, а если строго на юг - то 180°.
   Для измерения позиционного угла лучше всего воспользоваться специальным окуляром, на котором нанесена сетка со шкалами и с углами. Такой окуляр, например, производят на НПЗ и фирма Baader. При наличии такого окуляра нужно выставить звезду в центр поля зрения и, не используя часовой механизм, смотреть в каком направлении движется звезда. При этом необходимо повернуть окуляр таким образом, что бы звезда смещалась в направлении 270 градусов. Конечно, нужно еще знать направление на север и юг. Эта ориентация зависит от используемой схемы телескопа. Так, в случае двухзеркального телескопа мы имеем просто перевернутое изображение, и север окажется справа от направления на запад. Если же мы воспользуемся рефрактором с диагональным зеркалом, то изображение окажется зеркальным и направление на север будет слева от направления на запад. После этого необходимо снова привести двойную звезду в центр поля зрения и оценить, в каком направлении от яркого направления виден более слабый компонент.
   Если же окуляра со шкалами нет, можно попробовать соорудить окуляр с самодельным микрометром. Для этого необходимо на окуляре в области диафрагмы натянуть две нити или очень тонкие проволочки, что бы они были видны в окуляр одновременно со звездным небом. Прихватить такие проволочки можно с помощью лака для ногтей. Нужно лишь обеспечить перпендикулярность нашего креста нитей. Конечно, получится измерять позиционный угол менее точно, но для некоторых задач и этого будет достаточно.
   Значительно сложнее измерять угол между компонентами. Для этого в окуляре со шкалами имеется линейная шкала, с помощью которой можно, зная масштаб шкалы, определить угловые расстояния. Обычно для окуляра указывают линейный масштаб. Его можно перевести в угловой по формуле r=206265*d/F, где d - линейный масштаб (в миллиметрах), а r - угловой в секундах дуги. F - фокусное расстояние телескопа. Иногда же фокусное расстояние известно неточно или (в случае с использованием неизвестной линзы Барлоу). В этом случае нужно замерять по какой-нибудь шкале время, за которое звезда проходит определенную линейную меру. Угловая мера равна r=15*t*cos(g). Здесь g - склонение звезды, t-время в секундах, r - угол в секундах.
   Измерение времени может помочь в случае, если в окуляре есть только самодельный крест нитей. Необходимо измерить время, за которое компоненты пройдут через ось север-юг и узнать расстояние по формуле r=15*t*cos(g)/sin(p). Здесь p - позиционный угол.
   Для тесных двойных звезд можно использовать дифракционные методы измерений. Например, для рефрактора расстояние от центра кружка диска Эйри до первого кольца равно r=188/D (r- угловые секунды, D-диаметр объектива в миллиметрах). Радиус второго светлого кольца для зеленых лучей равен r=305/D. Для рефлектора с экранированием 30% по диаметру, радиус первого светлого кольца несколько меньше и составляет примерно r=172/D. Зная размер колец, можно оценить расстояние между компонентами. Если двойная звезда достаточно яркая, можно использовать специальную маску с параллельными полосами. При этом мы увидим помимо основной звезды и ряд ее дифракционных призраков. Расстояние между реальной звездой и первым призраком в угловых секундах равно p=114/H, где H - сумма ширин открытой и закрытой полоски.
   Но, конечно же, самым мощным методом исследования двойных звезд является астрофотография. Ведь еще каких-то пять-десять лет назад дефицитный ПЗС-приемник теперь присутствует в зеркальных цифровых фотоаппаратах, дешевых цифровых <мыльницах> и даже в мобильных телефонах. Точность измерения положения звезд при помощи ПЗС намного выше, чем у глаза. Если визуально наблюдатель, вооруженный окуляром с микрометром способен измерять положение компонент с точностью до нескольких угловых секунд, то с помощью применения даже зеркального цифрового фотоаппарата точность измерения может быть увеличена раз в пять. Для разделения компонент может быть использован компактный цифровой фотоаппарат с несъемным объективом, которым будет сниматься изображение через окуляр. Естественно, важно добиться того, что бы изображение имело как можно больший масштаб и, уж, по крайней мере, разделяемые компоненты попадали на разные пиксели матрицы.
   Для того, что бы можно было измерять позиционный угол, необходимо знать точное направление на север. Для этого можно использовать один из двух приемов. Первый прием - отключается часовой механизм не несколько секунд и делается снимок трека звезды. После чего мы уже знаем направление с запада на восток. Второй прием - сориентировать кадр так, что бы в поле зрения оказались и другие звезды с известными координатами.
   Самая большая проблема при съемке двойных звезд - это устранить влияние атмосферы. Сделать это можно только путем уменьшения времени экспозиции настолько, что бы звезды были еще видны, и набрать как можно большее количество кадров. Затем можно вытащить информацию о компонентах благодаря сложению наиболее качественных кадров. 
   Есть еще одна интересная для любителя астрономии задача, связанная с наблюдением двойных звезд - это проследить за движением звезды по орбите. У некоторых звезд это движение настолько существенное, что заметно на протяжении нескольких лет наблюдений.
   Приведу примеры таких звезд:

 

Хи Большой Медведицы - Ra=11h 12.8m, Dec= +320 6' состоит из близких по яркости звезд с блеском 4.3 и 4.8 звездной величины. Сейчас компоненты разделяет 1.6 угловых секунд, но это расстояние быстро увеличивается и в ближайшие годы можно видеть как его изменение, там и изменение позиционного угла.

[tlgleonid]

Дзета рака. Ra=8h 6m, Dec= +170 57'. Состоит также из двух, близких по яркости звезд с блеском компонент 5.6 и 6.0. В настоящее время между компонентами около 1 секунды дуги, по этому это объект скорее для средних по размеру инструментов. Но зато в этой паре можно заметить при желании изменение в положении компонент за несколько лет.

78 Большой медведицы Ra=12h 56.4m, Dec= +560 54'. Блеск компонентов несколько различен 5.1 и 7.4, однако эта пара интересна тем, что в период с 2009 по 2036 год движение звезд по орбите будет наиболее быстрым.

[Anny]

Леонид, по-моему, Альбирео-это глаз Лебедя,а не в хвосте, как у Вас написано. Лебедь летит навстречу Орлу, длинная часть от перекрестья-это шея лебедя, а не хвост. Хотя, может быть, глядя из Киева.. А хвост Лебедя- Денеб (кстати, так и переводится)

Подякували

1 :Ruslan_P