Obserwacje gwiazd wielokrotnych

Gwiazda wielokrotna jest to układ dwóch lub wielu gwiazd. Dzielą się one na gwiazdy wielokrotne fizycznie lub optycznie. Gwiazdy wielokrotne fizycznie mają wspólne pochodzenie, są połączone siłami grawitacji. Przykładem takiej gwiazdy może być np. beta Cygni (Albireo, na zdjęciu). Gwiazdy wielokrotne optycznie zaś nie są ze sobą powiązane, znajdują się w różnych odległościach od Ziemi. Taką gwiazdą jest obiekt z katalogu Messiera- M40. Gwiazdy podwójne będą doskonałym celem dla amatorskich teleskopów/lornetek. Jest jednak jeden główna wada obserwacji gwiazd wielokrotnych z Ziemi- atmosfera. Ruch, turbulencje, spowodowane m.in. przez prądy konwekcyjne mogą skutecznie utrudnić ich rozdzielenie. Najnowocześniejsze teleskopy naziemne stosują tzw. optykę adaptatywną, która niweluje negatywne skutki atmosfery. Odległość między składnikami układu to tzw. separacja. Mierzy się ją (zazwyczaj) w sekundach kątowych ("), jednak bywają gwiazdy, które są tak bardzo oddalone od siebie, że można je ujrzeć oddzielnie nawet gołym okiem. O minimalnej separacji gwiazd, które możemy zobaczyć oddzielnie przez sprzęt określa tzw. zdolność rozdzielcza. Obliczamy ją ze wzoru:

140/D

gdzie: D oznacza wartość średnicy obiektywu (apertury) w milimetrach. Wzór ten dotyczy tylko światła o długości fali- 540 nm., czyli środek zakresu światła widzialnego. Trzeba pamiętać, że wraz ze zwiększeniem długości fal (podczerwień), zdolność rozdzielcza rośnie. Z krótszymi długościami fal jest odwrotnie. Zdolność rozdzielcza zależy też od powiększenia, dlatego ważne jest, żeby podczas obserwacji używać większych powiększeń.Ważne jest także, żeby obserwować, (jak już wspomniałem wcześniej) je gdy górują, tzn. gdy są najwyżej nad horyzontem, ponieważ niskie położenie gwiazdy nad horyzontem, może spowodować trudności w rozdzieleniu jej na składniki. Dzieje się tak, ponieważ nisko nad horyzontem warstwa atmosfery ziemskiej jest grubsza niż np. w zenicie. Skutkiem tego jest bardzo nieostry, "pływający" obraz. Podobne efekty uzyskamy, gdy wyniesiemy sprzęt z ciepłego pomieszczenia na dwór (szczególnie w zimie). Żeby tego uniknąć, należy doprowadzić do wyrównania temperatury, czyli wystawić sprzęt na jakąś godzinę (przed obserwacjami) na zewnątrz (najlepiej z otwartym tubusem). Ważną rzeczą jest fakt, że separację gwiazd liczy się od ich środka, a nie od ich krawędzi, co może także utrudnić dostrzeżenie składników oddzielnie. Obrazy generowane przez teleskop powodują powstawanie tzw. pierścieni dyfrakcyjnych, które sprawią, że gwiazda może się "rozjechać" w charakterystyczną "łezkę". Pierścienie te możemy usunąć za pomocą filtrów barwnych lub polaryzujących. Sprawią one "przygaszanie" owych pierścieni. Dzięki temu uzyskamy punktowe, ostre gwiazdki. Poniżej przedstawiam kilka gwiazd wielokrotnych, które można obserwować w maju.

Nazwa gwiazdy	Jasność (mag.)- składnika jaśniejszego (a) i słabszego (b).	Separacja  (")
Albireo (beta Cygni)	3.07a ,  4,67b	34,6
Serce Karola (alfa CVn)	2,86a, 5,48b	17,5
Mizar (dzeta UMa)	2,22a, 3,86b	14,4
Graffias (beta Sco)	2,56a, 4,9b	13,8
Algieba (gamma Leo)	2,23a,3,64b	4,47
Delta Serpens	4,15a,5,13b	4,42