В настоящее время CCD (ПЗС) камеры прочно и с триумфом входят в жизнь любителей астрономии. Они до сих пор остаются еще достаточно дорогими и, как правило, работа с ними это удел профессионалов, но времена меняются и вскоре они будут более доступными для нас, чем в свое время зеркальный фотоаппарат, поэтому следует этой теме уделить отдельную небольшую главу и рассказать о своем опыте работы с ними. Как уже отмечалось CCD камера является достаточно точным измерительным прибором и если визуально, используя окулярный микрометр и телескоп с небольшим фокусным расстоянием, можно получить точность измерения углового расстояния между компонентами до нескольких секунд, то в случае с CCD и того же телескопа точность измерения может быть увеличена раз в пять. Для решения вопроса о целесообразности CCD измерений некоторой пары необходимо вначале рассчитать общую возможность разделения этой пары звезд с вашей связкой телескоп-камера. Немного теории о CCD камере. Как известно источник накопления света в камере есть матрица мельчайших светочувствительных элементов, как правило, прямоугольной формы с размерами каждого пикселя n x m микрометров. Основываясь на приведенной выше формуле (F.3) можно связать линейные и угловые величины и рассчитать соответствие размеров пикселя и реального угла на небе. Другими словами определить разрешающую способность вашей камеры с вашим телескопом. Общая формула расчетов будет выглядеть так:
    R = 206 * n / F, (F.11)

    где R - угол, выраженный в секундах: n - наименьшая величина из длины или ширины одного пикселя в камере (в микрометрах), а F - фокусное расстояние вашего телескопа. Если полученную величину разрешающей способности умножить на общее количество пикселей, то полученная величина составит не что иное, как величину поля зрения вашей камеры. Эти величины надо знать заранее, так как замеряемые звезды могут быть как намного ближе, чем разрешающая способность камеры, так и намного дальше, чем максимальный размер поля зрения. Отсюда логично следует вывод о величине средней инструментальной ошибки в такой системе телескоп-камера. Понятно, что достигнуть точности измерений выше, чем минимальная разрешающая способность не удастся. Но одно дело разрешить на CCD такую близкую звездную пару, а для проведения измерений крайне желательно, чтобы расстояние между звездами было хотя бы раза в два больше, чем предельная способность. Для измерений можно использовать две различные техники, цель которых помочь правильно сориентировать полученный CCD снимок с реальными направлениями на стороны света, ведь понятно, что правая верхняя сторона кадра еще не означает направление на север.
    Первый метод правильного определения направлений для измерения позиционного угла основывается на наличии в кадре известных сторонних звезд, координаты которых можно взять затем из каталогов. Зная координаты главной звезды можно рассчитать направление на север и другие стороны горизонта и затем, опираясь на них, вычислить позиционный угол. Второй метод несколько проще и менее аналитичен. Все что от вас требуется, это навестись на звездную пару и начать съемку, при этом остановив двигатель телескопа. Звезды, двигаясь с востока на запад, прочертят на этом снимке свои следы, что и будет являться исходным направлением для измерений. Достоинство этого метода в том, что вы получаете богатый материал не только для измерения позиционного угла, но и можете получить сразу множество точек для измерения расстояния между компонентами и, как правило, будут хорошо заметны отклонения, проявляющиеся из-за воздействия атмосферы - линии следов, скорее всего, будут не прямыми, а слегка колеблющимися из стороны в сторону, поэтому для получения достаточной точности первым методом процедуру получения кадра необходимо повторить минимум несколько раз.
    Несколько слов о проблемах, которые нас ожидают. О влияние атмосферной турбуленции я уже упомянул, а самая важная - это переполнение (засветка) пикселей яркой звездой и соответствующего увеличения размеров последней на кадре. Понятно, что компонент может просто исчезнуть в ореоле главной звезды. Совет простой, кстати, он хорошо помогает и для уменьшения вредного влияния атмосферы - уменьшите время экспозиции до минимального, используя затем интенсивные методы обработки полученных снимков для вытягивания звезд. Если вы занимались получением снимков планет, то должны хорошо представлять то, о чем я только что упомянул.
    Разделение близких пар

    Основываясь на своей практике, могу с уверенностью сказать, что разделение пары звезд с расстоянием близким к пределу становится почти невозможным, и тем сильнее это проявляется, чем больше разница в звездных величинах компонентов пары. В идеале закон Дэвиса работает, если звезды одинаково яркие. В этом случае компоненты хорошо видны, так как диски звезд намного ярче дифракционных колец, но в случае слабого второго компонента он может быть спроецирован на фон кольца от яркой звезды, и вы просто ничего не заметите, тем более, если компоненты имеют близкий спектральный класс. В свое время через меня проходили материалы зарубежных наблюдателей, где делались попытки из наблюдений установить связь между разницей блеска звездной пары и расстоянием между ними. Не даром ведь многие известные яркие звезды, такие как Сириус и Ригель, очень сложно поддаются разделению в небольшие телескопы из-за их большого блеска и незначительной величины их компонентов. К сожалению, мне не удалось ознакомиться с конечным результатом такого опыта и мне не известно, найдена ли такая зависимость в настоящее время. В случае большой разницы в цвете задача будет несколько упрощена. Наличие цветовых аномалий в картине становится более заметным и глаз наблюдателя намного быстрее способен заметить второй компонент. В любом случае, для разрешения сверх близких пар имеет смысл использовать максимальное увеличение, которое может дать вам набор ваших окуляров. Считается, что максимально полезное увеличение даваемое телескопом приблизительно равно удвоенному диаметру объектива телескопа и использование большего увеличения ни к чему не приведет. В случае двойных это не так. Если атмосфера в ночь наблюдения спокойна, то использования 3-х или 4-х кратное максимальное увеличение может позволить увидеть некоторые "возмущения" в дифракционной картине, что указывает на наличие источника помех. Разумеется, что это возможно только на телескопе с хорошей оптикой. Для предвычисления увеличения, с которого можно начать разделять тесную пару, можно воспользоваться простой формулой, позволяющей вычислить рекомендуемое стартовое увеличение в зависимости от предполагаемого углового расстояния между звездами:
    X = 240" / S" (F.12)
    Можно так же рекомендовать нехитрое приспособление, которое надевается на трубу телескопа и превращает круглую форму апертуры в, скажем, правильный шестиугольник. Это несколько изменяет распределение энергии вокруг звезды: центральный диск становится значительно меньше, а вместо колец наблюдаются несколько ярких пика образных всплесков. Если медленно вращать такую насадку, то можно добиться результата, когда вторая звезда окажется между такими всплесками и это может помочь вам выделить ее на фоне яркой дифракционной картины.

Tab.3 Список нескольких звезд, у которых можно наблюдать изменения уже в течение нескольких лет

Название	Блеск компонентов	Позиционный угол (1986)	Расстояние (1986)	Период обращения (лет)
S186 Cetus	7/7	56њ	1.3"	170
x UMa	4/5	87њ	2.1"	60
x Boo		329њ	7.0"	150
z Boo	5/5	304њ	1.0"	125
70 Oph	4/6	278њ	2.0"	88
z Her	3/6	105њ	1.5"	35

    Красивые пары
    Что делает некоторые звездные пары особенно красивыми? Большинство наблюдателей должно согласится, что самыми красивыми парами являются такие, в которых обе звезды имеют сильный контраст в цвете. Хорошее сочетание дают, например, пара из бело-голубой и красной (или оранжевой) звезды. В случае широких пар, типа Алькор-Мицар это может и не вызывать эмоций, но если компоненты окажутся близко друг от друга в поле зрения телескопа, то эта картина оказывается, как правило, уже прекрасным зрелищем, которое может даже поразить воображение, оставив память об этом наблюдении на годы. Такое соотношение цветов, или цветовой контраст, величина вполне поддающаяся измерению и прогнозированию, поэтому вы можете самостоятельно, основываясь на ней, подготовить из каталогов двойных звезд целый список предположительно интересных красивых пар для любого времени года. Самый легкий путь к пониманию, какие звезды будут хорошо смотреться в паре - это опереться на 'цветовой показатель', который присутствует почти во всех современных звездных каталогах и позволяет связать визуальные и фотографические звездные величины. Чем больше будет разница таких показателей у пары звезд, тем более заметен будет цветовой контраст в паре. Это не всегда бывает верно, иногда пара кажется красивой по причине удачного сочетания цвета и блеска компонентов, но, тем не менее, это правило работает в большинстве случаев. Для тех, кого заинтересовали звезды такого типа, ниже приводится небольшой список интересных и красивых пар, наблюдение которых может вызывать определенный эстетический интерес.

Tab.3 Звезды рекомендуемые для первого знакомства

Название звезды	Блеск	Цвет	Расстояние	Примечания
Albireo (b Cyg)	3.2, 5.4	желтый, синий	34"	Яркая двойная легко разделяемая даже в зрительную трубу или бинокль с расстоянием между звездами в 34" и потрясающим цветовым сочетанием золотого и сапфирового компонентов. Это оптическая двойная
Almach (g And)	2.2, 5.1	оранжевый, синий	9.8"	Просто великолепная пара с расстоянием в 10". Многие считают ее даже более интересной, чем Albireo, но в отличии от последней это физическая двойная. Mesarthim (gamma Ari) Пара двух ярких белых звезд, как два алмаза. Разделяются на 8". Лучше использовать высокое увеличение
Castor (a Gem)	1.9, 2.9	синий, белый	2.8"	Близко расположенная (2.8") пара слегка неравнозначных по яркости беловатых звезд. Разделяются при высоком увеличении
Algieba (g Leo)				Тесная (4") комбинация желтого и оранжевого компонента
Cor Caroli (a CVe)				Легко разделяемая (20") двойная с различно определяемым цветом (зависит от наблюдателя): бело-лиловый, бледно-желтый - медный, желтый-синий
e1 Lyrae e2 Lyrae	5.0, 6.1 5.2, 5.5	белый, белый	2.7", 2.3"	известная двойная-двойная. Люди с острым зрением могут разделить первую пару невооруженным глазом. Каждый из компонентов в свою очередь двойная (2.7" и 2.3")
g Virginis	3.5, 3.5	желтый, желтый	3.0"
g Arietis	4.6, 4.7	оранжевый, зеленый	7.8"
i Trianguli	5.3, 6.9	желтый, синий	3.9"
i Cancri	4.0, 6.6	желтый, синий	30.4"
61 Cygni	5.2, 6.0	оранжевый, оранжевый	29.7"
Rigel (b Orionis)	0.2, 6.7	синий, белый	9.2"

Наблюдение переменных звезд

    Существуют звезды, блеск которых заметно меняется, иногда с правильной периодичностью. Такие звезды называются переменными. Переменных звезд на небе довольно много. В настоящее время их известно более чем 30'000 и многие вполне доступны наблюдению в малые и среднего размера оптические приборы - бинокль, зрительную трубу или телескоп с апертурой 60-350 mm.. Изменение блеска многих переменных звезд происходит строго периодически, повторяясь через некоторые промежутки времени. И если построить график, на котором по оси абсцисс отсчитывать время, а по оси ординат - звездные величины, то полученная кривая даст представление о характере изменения блеска. По такой кривой можно проследить, как происходят колебания блеска от его минимального значения к максимальному. Разность звездных величин в максимуме и минимуме называется амплитудой, а время от одного максимума до следующего называют периодом переменной звезды. У некоторых звезд переменность вызвана оптическими причинами. Так ведут себя двойные звезды, обращаясь вокруг общего центра масс, периодически затмевая друг друга. Такие звезды называют затменно-переменными. У других звезд причины изменения блеска заключаются в происходящих внутри или на поверхности физических процессах. Такие звезды уже могут и не иметь постоянную кривую блеска. Для определения характеристик переменной путем наблюдений разработаны несложные способы измерения блеска звезд.
    Оценки блеска Для измерения блеска переменной звезды необходимо сравнить его с блеском постоянных (не меняющих блеск) звезд. Советуем использовать следующий простой способ, позволяющий при навыке снизить погрешность определения до 0.05 зв.величины. По своей сути это очередное усовершенствование метода Аргеландера, который был предложен в конце 19 столетия. Суть его состоит в том, что наблюдатель описывает свое восприятие разницы блеска двух звезд через соответствующие ему степени сравнения. Иными словами если звезды кажутся одинаковыми, тогда говорят, что звезды имеют разницу блеска в 0 степеней. Если разница незначительна - в 1 степень, если больше - в 2 степени и так далее. Для более точного определения блеска переменной звезды необходимо подобрать как минимум пару звезд недалеко от переменной и имеющих звездную величину чуть больше и чуть меньше, чем у переменной. Такие звезды называют звездами сравнения и им присваивают буквенные имена (a, b, c и т.д.). Выбрав несколько таких пар звезд необходимо оценить разницу в блеске между ними и переменной по следующей шкале:

    Звезда a большей частью имеет одинаковый блеск, но временами кажется, что то одна, то другая звезда чуть ярче, тогда говорят, что звезды имеют одинаковую яркость и пишут a0v
    Если звезда a (одна из звезд сравнения) и v (переменная) при попеременном рассматривании их представляются почти одинаково яркими, но иногда кажется, что звезда a немного ярче чем звезда v, тогда считают, что разница в блеске равна одной степени, и записывают a1v
    Звезда a чуть ярче v, но иногда кажется, что они равны по блеску, тогда эту разницу оценивают в две степени a2v
    Если звезда a чуть ярче переменной и это ясно с первого взгляда, но разница не столь велика, тогда считают что они имеют разницу в блеске в три степени a3v
    Звезда a определенно ярче звезды v, тогда пишут a4v

    Умение оценивать различие в более чем четыре степени приходит лишь с опытом. Если сравнить подобным образом блеск переменной звезды с более слабой звездой, тогда можно получить запись вида: a2v3b. Если знать звездные величины для звезд сравнения a и b, тогда можно нехитрым способом рассчитать звездную величину и для переменной звезды. Мы не будем здесь подробно останавливаться на методах обработки полученных результатов измерений и советуем обратиться за дополнительной информацией к другим источникам. Для повышения точности измерения блеска необходимо правильно подобрать звезды сравнения. Чем больше звезд сравнения и чем ближе они по яркости к переменной, тем точнее и объективней будут ваши наблюдения. Необходимо учесть, что звезды сравнения надо стараться подбирать как можно более близкого спектрального класса, так как в обратном случае в ваши измерения будут вкрадываться ошибки связанные с различиями в восприятии глазом того или иного цвета.
    Систематические наблюдения переменных звезд позволяют уточнять их характеристики, периоды, делать предположения о причинах изменения блеска, и физических процессах происходящих в недрах звезд, находить аномалии и многое другое. Так как переменных звезд довольно много, а переменность некоторых еще не открыта или находится под вопросом, то любитель может сделать свой вклад в их исследования. В обществе "Процион" к первым наблюдениям переменных звезд приступили летом 1991 года. В настоящий момент ведутся наблюдения целого ряда звезд и с некоторыми вы можете ознакомиться посетив раздел наших проектов. Ваши наблюдения, которые вы предоставите нам будут обработаны и все уточненные материалы будут рассылаться в различные научные и любительские организации, включая зарубежные, такие как AAVSO (Американская Организация Наблюдателей Переменных Звезд).