• Dvojhvězdy
• Historie
• Hledání
• Trajektorie
• Vzdálenost a hmotnost
• -astrometrické
• -spektroskopické
• -zákrytové
• -těsné
• Zdroje informací

William Herschel měl řadu pokračovatelů, kteří rozmnožili počet známých vizuálních dvojic na několik tisíc exemplářů. Hledání nových dvojic pokračuje i v současnosti. Zdálo by se, že hlavní překážkou při rozštípnutí obrazu hvězdy na dvě složky je omezená rozlišovací schopnost použitého přístroje. Teoretické omezení je dáno vlnovými vlastnostmi pozorovaného světla, u něhož se při průchodu dalekohledem musí projevit ohybové (difrakční) jevy.
Limitní rozlišovací schopnost dalekohledu η, jímž pozorujeme monochromatický (ve vlnové délce λ) obraz bodového zdroje, je dán vztahem:

Limitovací schopnost dalekohledu

kde η je rozlišovací schopnost, D je průměr objektivu v mm a λ v nm.Za ideálních podmínek například u ruského dalekohledu BTA o průměru 6 metrů, by mohla rozlišovací schopnost poklesnout pod 0,02“. Ve skutečnosti se této teoretické hranice rozlišení nikdy nedosáhlo, a to z toho důvodu, že u všech pozemských observatoří hraje rozhodující roli tzv. seeing – mihotání bodových zdrojů způsobené rychlými změnami indexu lomu různých části zemské atmosféry v důsledku neklidu atmosféry. Úhlový průměr kotoučku hvězdy, daný seeingem na dně zemské atmosféry, zřídkakdy poklesne pod 1“. Jako příčiny seeingu se zpravidla udávají atmosférické víry ve výškách několika km nad povrchem, negativní roli tu však může sehrát i turbulence pohybu vzduchu v samém místě pozorování. Na hvězdárně v Ondřejově bývá seeing standardně kolem 3“. V některých vysokohorských observatořích s klidnou atmosférou bývá i o dost nižší: na Mauna Kea na Havaji ve výšce 4205 m nad mořem bývá standardní seeing mezi 0,5“ a 0,6“, v těch nejlepších nocích klesá pod 0,25“.

Vysokorozlišovací Echellův spektrograf

Východiskem v této situaci je:

• užití aktivní optiky, která své optické vlastnosti (tvar optické plochy) přizpůsobuje v průběhu pozorování momentálnímu tvaru vlnoploch záření přicházejícího od vzdáleného zdroje. V ideálním případě by mělo jít o dokonale rovnoběžné roviny (zdroj je v nekonečnu). Působením proměnné refrakce v atmosféře však jsou postupující vlnoplochy více či méně zborcenými plochami, jejichž narušení se během času rychle mění. Zborcení plochy bývá nevelké – setiny milimetru, což lze technickými prostředky dobře kompenzovat a v tomto rozsahu měnit tvar optické plochy. Dalekohledy vybavené touto aktivní optikou se označují jako NTI (přístroje nové technologie);
• použití interferometru – soustavy dvou dalekohledů se společnou závěrečnou optickou cestou;
• pozorování mimo zemskou atmosféru (například Hubblův kosmický dalekohled nebo již ukončená mise Hipparcos, jejímž výsledkem byl mj. i objev 3000 nových dvojhvězd);
• matematické zpracování obrazu metodou skvrnkové interferometrie.

Princip metody navrhl Antoine Labeyrie (1970) a otevřel tak cestu k moderní optické interferometrii - umožňuje objevy a určování drah nových a velmi těsných dvojhvězd, ale také rozlišení disků blízkých obřích hvězd či plynných obalů kolem hvězd se závojem. Metoda skvrnkové interferometrie vychází ze skutečnosti, že v krátkém časovém intervalu dalekohled skutečně zobrazí víceméně bodovou hvězdu jako kotouček o velikosti dané difrakčním limitem. Během času ovšem tento obraz vlivem neklidu atmosféry „poskakuje“ a postupně vyplňuje plochu podstatně většího kotoučku nazývaného seeingem. Pokud by se nám podařilo „rozsekat“ celou dlouhou expozici na spoustu krátkých expozicí a pak tyto obrazy zcentrovat do jediného obrazu, měli bychom se opět dostat k difrakčnímu minimu. V současnosti, kdy máme k dispozici výkonné počítače, lze celou proceduru provést matematickým rozborem několik tisíc krátkých expozic pozorovaného objektu pořízených na téže desce. Takto lze dojít až k limitní rozlišovací schopnosti přístroje snad až k 0,03“.

Antoine Labeyrie