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.
В свое время мне встречались материалы зарубежных наблюдателей, в которых проводились попытки экспериментально установить связь между разницей в блеске компонентов звездной пары и угловым расстоянием между ними. К сожалению, мне не удалось ознакомиться с конечными результатами подобных исследований, и пока неизвестно, найдена ли такая зависимость в настоящее время. Думаю, что наши любители астрономии также могли бы принять участие в этих исследованиях и поделиться своим опытом по наблюдению тесных звездных пар. Работая сообща, мы в конце концов прояснили бы этот интересный вопрос.
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.
