Fotografowanie układów podwójnych gwiazd

Gdy spoglądamy na rozgwieżdżone niebo, widzimy kilka tysięcy gwiazd, z których większość stanowi układy podwójne lub wielokrotne. Układy podwójne mogą być optyczne lub fizyczne. Układy optycznie podwójne znajdują się na sferze niebieskiej blisko siebie, jednak w rzeczywistości dzielą je ogromne odległości. W przypadku gdy odległości pomiędzy gwiazdami staną się na tyle małe, że oddziaływania grawitacyjne spowodują ruch gwiazd wokół wspólnego środka masy, będziemy mieli do czynienia z fizycznym układem podwójnym. Układ taki, w zależności od odległości dzielącej go od obserwatora, wzajemnej odległości obu składników oraz ustawienia orbity, możemy obserwować jako wizualnie podwójny, spektroskopowo podwójny lub też zaćmieniowy.

Gwiazda Jasność
składników [mag.]
Separacja
(epoka 1990) ['']
Odległość
na kliszy [mm]
β Cyg 3.2 5.4 34 1.65
61 Cyg 5.2 6.0 30 1.45
ζ Psc 5.6 6.6 23 1.11
ζ UMa 2.4 4 14 0.68
γ And 2.1 5.1 10 0.48
ξ Cep 4.6 6.6 8.0 0.39
α Her 3.2 5.4 4.7 0.23
δ Ser 4.2 5.2 3.9 0.19
α Gem 1.9 2.9 3.0 0.15
δ Cyg 2.9 6.3 2.2 0.11
λ Oph 4.2 5.2 1.5 0.07
η CrB 5.6 5.9 1.0 0.05

Oba składniki układów wizualnie podwójnych widoczne są gołym okiem lub też za pomocą teleksopu. Natomiast w przypadku gdy oba składniki na sferze niebieskiej dzieli tak mały kąt, że nawet przez największe teleskopy nie można dostrzec oddzielnie gwiazd tworzących układ podwójny, wtedy podwójność może być stwierdzona metodami spektroskopowymi (układ spektroskopowo podwójny) lub też fotometrycznymi (układ zaćmieniowy).

Jednym z najbardziej znanych układów podwójnych jest gwiazda Mizar, znajdująca się w gwiazdozbiorze Wielkiej Niedźwiedzicy. Mizar był pierwszym układem podwójnym, którego składniki udało się rozdzielić za pomocą lunety (1650 rok). Składniki o jasności 2,4 i 4,0 magnitudo dzieli na niebie odległość 14 sekund łuku. Jaśniejszy składnik to układ spektroskopowo podwójny, który jest także pierwszym odkrytym takim układem. Odkrycia tego dokonał w 1889 roku astronom E. Pickering. W 1908 roku odkryto, że również słabszy składnik Mizara jest układem spektroskopowo podwójnym.

Tematem naszych fotografii będą układy podwójne o największych odległościach kątowych pomiędzy składnikami (separacja). Ich obserwacje wizualne (separacje: kilka–kilkanaście sekund łuku) są stosunkowo łatwe do przeprowadzenia. Wystarczającym instrumentem będzie lornetka (10×15, 20×60) lub niewielki teleskop (średnica obiektywu 50–80 mm; powiększenie 20–60 razy). Jednak uzyskanie fotografii takich układów podwójnych stanowi duże wyzwanie. W przypadku ich fotografowania najważniejszym parametrem naszego teleskopu jest ogniskowa (minimum to 4000–6000 mm). Tak duże wartości ogniskowych uzyskujemy, stosując telekonwerter lub też projekcję okularową. Należy pamiętać, że używanie tak długich ogniskowych w astrofotografii wymaga bardzo dokładnego prowadzenia teleskopu.

Zdecydowana większość układów podwójnych o separacjach rzędu kilku–kilkunastu sekund łuku zawiera składniki o jasnościach nie przekraczających 7–8 magnitudo. Do fotografowania tak jasnych gwiazd odpowiedni będzie teleskop o średnicy 60–100 mm. Filmy do fotografowania układów podwójnych muszą charakteryzować się małym ziarnem, czyli powinny być to filmy o czułości 50 lub 100 ASA. Do tego typu fotografii nadają się zarówno filmy negatywowe (czarno-białe, kolorowe), jak i pozytywowe (slajdy). Jednak najlepsze rezultaty uzyskamy, stosując filmy pozytywowe.

Fotografowanie układów podwójnych wymaga dokładnego ustalenia czasu ekspozycji. Podczas ekspozycji nie tylko rośnie zaczernienie obrazu gwiazdy na kliszy, ale także jego średnica. Użycie zbyt długiego czasu ekspozycji, w przypadku gdy oba składniki układu podwójnego dzielą na kliszy ułamki milimetra, spowoduje, iż oba obrazy gwiazd „zleją” się ze sobą. Nawet w przypadku zastosowania ekstremalnie długich ogniskowych (np. 10000 mm) odległości na kliszy między składnikami większości układów podwójnych nie przekroczą 1 milimetra. Ostatnia kolumna prezentowanej tabeli zawiera odległości na kliszy pomiędzy składnikami układów podwójnych wyznaczone dla ogniskowej 10000 milimetrów.

Rozpatrzmy następujący przykład. Oba składniki Mizara dzieli na niebie odległość 14 sekund łuku, zatem jeśli użyjemy popularnego obiektywu MTO-1000 (f = 1000 mm), to na kliszy oba składniki będzie dzieliła odległość niespełna 0,07 mm! Natomiast jeśli użyjemy ogniskowej o wartości 6000 mm, to uzyskamy separację na kliszy około 0,41 mm. Jeżeli tak naświetloną klatkę filmu powiększymy pięciokrotnie (format zdjęcia 13×18 cm) wówczas na odbitce oba składniki Mizara będzie dzieliła odległość 2 milimetrów. To niewiele, ale jeśli obrazy obu składników nie będą prześwietlone, bez trudu dostrzeżemy pierwszy układ podwójny, który został odkryty przy pomocy lunety.

Wiesław Skórzyński
(Źródło: „Urania — PA” nr 5/2001)