Aberație ușoară

Exemplu de diagramă

Aberația luminii (numită și aberație astronomică sau aberație stelară ) este deplasarea aparentă a stelelor pe bolta cerească , datorită mișcării de revoluție a Pământului și a faptului că viteza luminii este finită.

Generalitate

Primele observații ale aberației la lumina stelelor se datorează astronomului englez James Bradley , în 1728 . Bradley a comparat pozițiile aparente ale unei stele destul de strălucitoare ( Eltanin , γ Draconis) pe parcursul unui an. Extinzându-și observațiile la alte stele, și-a dat seama că toate descriu pe cer o elipsă mică, a cărei axă majoră era de 40 ", 50, în timp ce axa minoră variază în funcție de înălțimea stelei pe ecliptică . A elipsei (20" , 25) se mai numește constantă de aberație .

Pentru a înțelege mai bine ce este de fapt, să ne imaginăm că mergem în ploaie. Dacă, în timp ce ne mișcăm, ne uităm la dreapta sau la stânga la ploaia care coboară, vom observa că picăturile urmează o traiectorie oblică și aparent provin dintr-un punct din cerul din fața noastră. Dacă ne oprim în schimb, vedem traiectoria îndreptată și ploaia cade vertical. Deci, atunci când ne mișcăm, ploaia pare să provină dintr-o zonă de cer din fața noastră, în timp ce de fapt provine din perpendicularul nostru. Același efect apare și pentru lumina care ajunge pe Pământ și care, datorită mișcării planetei în jurul Soarelui, face să pară că provine dintr-o zonă ușor diferită a cerului față de cea reală, provocând o deplasarea stelei. Practic, atunci când vedem o stea într-un punct precis al bolții, de fapt acea stea nu este chiar acolo, ci ușor înapoi de-a lungul axei de revoluție a Pământului în jurul Soarelui. Unghiul dintre punctul în care se pare că este o stea, observatorul și adevărata poziție a stelei se numește „unghiul de aberație”.

Pentru a calcula unghiul de aberație α , pur și simplu aplicați formula:

\alpha ={\rm {arctg}}({v/c})

{\ displaystyle \ alpha = {\ rm {arctg}} ({v / c})}

{\ displaystyle \ alpha = {\ rm {arctg}} ({v / c})}

unde v reprezintă viteza de revoluție a Pământului și c viteza luminii. Deoarece aproximativ v = 30km / sec = 300000 km / s rezultă că unghiul α = 20 ", 6 și cu valori mai exacte ale v și c valoarea constantei devine 20", 47.

Amintim că această formulă, precum și considerațiile anterioare, nu iau în considerare efectele relativiste și, prin urmare, constituie doar o lectură parțială a fenomenului aberației. Dacă luăm în considerare și relativitatea, numită α ' unghiul polar de aberație văzut de un sistem în mișcare cu viteza v (ca Pământul), și α în schimb unghiul polar văzut de un sistem integral cu sursa de lumină, avem:

$\tan {\Bigl (}{\frac {\alpha '}{2}}{\Bigr )}={\sqrt {\frac {1-v/c}{1+v/c}}}\tan {\Bigl (}{\frac {\alpha }{2}}{\Bigr )}$ ${\ displaystyle \ tan {\ Bigl (} {\ frac {\ alpha '} {2}} {\ Bigr)} = {\ sqrt {\ frac {1-v / c} {1 + v / c}}} \ tan {\ Bigl (} {\ frac {\ alpha} {2}} {\ Bigr)}}$ ${\ displaystyle \ tan {\ Bigl (} {\ frac {\ alpha '} {2}} {\ Bigr)} = {\ sqrt {\ frac {1-v / c} {1 + v / c}}} \ tan {\ Bigl (} {\ frac {\ alpha} {2}} {\ Bigr)}}$

Aberație anuală

Aberație ușoară referitoare la o stea

Animația unui foton observat de un telescop în mișcare

Un observator plasat în ocularul E al unui telescop îndreaptă o stea în punctul S , în timpul în care este nevoie de lumina stelei pentru a călători tubul instrumentului, mișcarea de revoluție pe care Pământul o face în jurul Soarelui va fi transferat observatorul însuși în punctul E ' și steaua este identificată în poziția S' și, în consecință, observatorul va trebui să-și mute telescopul cu un unghi SÊS '. Prin urmare, poziția aparentă se va fi deplasat din poziția S cu un unghi α în direcția mișcării Pământului și aceasta va fi maximă atunci când direcția E'S 'este perpendiculară pe mișcarea rotativă a Pământului.

Aberația planetelor

Calculul aberației anuale a planetelor este mai dificil, deoarece acestea prezintă o mișcare notabilă tocmai pe bolta cerească ; prin urmare, lungimea tubului optic este considerată irelevantă și în mod ideal direcția țintă este extinsă până ajunge pe planeta însăși. Acum, în timpul în care este nevoie de lumină pentru a ajunge la noi, noi, observatorii, ne-am fi mutat la punctul E ' și vom face aceleași considerații făcute anterior, doar că direcția E'S' , adică direcția aparentă a planetei în timp T ' al observației este egal cu cel al planetei în timpul T , adică atunci când raza de lumină a părăsit steaua luată în considerare și ajunge la noi în poziția E. Prin urmare, poziția aparentă a planetei în timpul T ' al observației se dovedește a fi egală cu cea adevărată a planetei în timpul T , când raza de lumină a părăsit-o și observatorul a fost în poziția E ; prin urmare, din acest raționament deducem că poziția aparentă în timpul T ' coincide cu poziția sa adevărată (independent de aberație) în timpul T. Acest rezultat se obține scăzând din timpul de observație T ' timpul luminii T' - T care poate fi calculat prin cunoașterea distanței aceleiași planete de Pământ.

Aberație diurnă

Un efect secundar al aberației este dat de mișcarea de rotație a Pământului în jurul axei sale și această viteză este maximă la ecuator (465 m / s), iar la poli este natural nulă și direcția de mișcare este întotdeauna direcționată spre est punctul orizontului; valoarea sa într-un punct de pe ecuator este 0 ", 32 și pentru un loc de latitudine φ va fi 0", 32 cos φ.

Aberație seculară

De asemenea, mișcarea pe care Soarele, în compania întregului sistem solar , o face cu privire la stelele fixe , creează un efect de aberație (aberație seculară) și este considerată drept rectilinie uniformă și creează o foarte mică deformare a formei constelațiile care sunt absolut nesemnificative în timpul observării și în practică nu sunt luate în considerare.

Alte proiecte

Wikimedia Commons conține imagini sau alte fișiere despre Aberația luminii

Portalul astronomiei : accesați intrările Wikipedia care se ocupă de astronomie și astrofizică