Aberraatio (tähtitiede)

Wikipedia

Aberraatio on tähtitieteessä tähden paikan näennäinen muutos maapallon liikesuunnassa, ja se saa tähden kiertämään vuoden kuluessa ellipsinmuotoisen kierroksen todellisen paikkansa ympäri. Paikan näennäinen muutos johtuu Maan kiertoliikkeestä Auringon ympäri, ja siksi sen suunta ja suuruus vaihtelevat vuoden kuluessa.

[muokkaa] Historiaa

Jo 1675 Robert Hooke ja Jean Picard havaitsivat, että eräiden tähtien paikat muuttuivat vuoden aikana. He luulivat tätä parallaktiseksi liikkeeksi siitä syystä, että Maan vuotuisen liikkeen takia läheiset tähdet näyttävät piirtävän taivaalle pienen ellipsin. Kävi kuitenkin ilmi, että tähtien liikerata olisi tuossa tapauksessa ollut erilainen. Ratkaistakseen kysymyksen Samuel Molyneux ja James Bradley päättivät tutkia Gamma Draconis-tähden vuotuista liikettä. Molyneuxilla oli erityisesti tähän tarkoitukseen valmistettu kaukoputki, jolla tähden asema voitiin mitata kahden kaarisekunnin tarkkuudella. Molyneux kuoli 1728, mutta samana vuonna Bradley saattoi vahvistaa, ettei tähden liike johtunut parallaksista vaan uudesta ilmiöstä, aberraatiosta.

Tätä ilmiötä voidaan havainnollistaa yksinkertaisella esimerkillä. Oletetaan, että istumme sadesäällä paikallaan istuvassa junassa. Huomaamme pisaroiden putoavan pystysuoraan alas ikkunan yläreunasta. Kun juna lähtee liikkeelle ja vauhti kasvaa, pisarat näyttävät putoavan yhä vinommin taaksepäin. Tietyn matkan putoamiseen pisaroilta kuluu aikaa, ja juna ehtii silloin liikkua pisaroiden suhteen. Siinä ilmiön selitys.

Bradleyn aikana valoa pidettiin säteilynlähteestä tulevana hiukkasten virtana (Newtonin hiukkasteoria). Valohiukkaselta, joka osuu kaukoputken objektiivin keskelle, kuluu tietty aika kun se kulkee kaukoputken läpi. Tänä aikana ehtii Maa liikkua radallaan, eikä hiukkanen osu keskelle kaukoputken toisessa päässä olevaa okulaaria. Saadakseen kuvan oikealle kohdalle havaitsijan täytyy kääntää teleskooppia.

[muokkaa] Selitys

Kulma, jonka verran kaukoputkea on käännettävä, on aberraatiokulma. Sen suuruus määräytyy suhteesta v/c, jossa v on kohtisuoraan näkösädettä vastaan laskettu Maan ratanopeuden komponentti ja c on valon nopeus. Jos tähti sijaitsee kohtisuorassa Maan liikesunnan suhteen, v on aina yhtä suuri kuin Maan ratanopeus, ja tähti näyttää liikkuvan ympyrää (aberraatioympyrä) todellisen paikkansa ympäri. Tähden sijaitessa Maan radan tasossa aberraatio on 0, silloin kun Maa liikkuu suoraan tähteä kohti, samoin kuin puolen vuoden kuluttua Maan liikkuessa poispäin tähdestä. Näiden ajankohtien keskivälissä aberraatio saavuttaa maksimiarvonsa. Suurin mahdollinen aberraatiokulma, aberraatiovakio, on 20,47 kaarisekuntia, ja se on sama kaikille tähdille. Vakiosta voidaan laskea Maan ratanopeus eli v:n maksimiarvo kun valon nopeus tunnetaan. Kun tiedetään että kierros Auringon ympäri kestää vuoden, voidaan tästä edelleen laskea Maan radan koko (radan muoto on lähellä ympyrää) sekä radan säde eli Maan ja Auringon etäisyys.

Edellä esiteltyä aberraatiota nimitetään vuotuiseksi aberraatioksi. Sen lisäksi havaitaan korkeintaan 0,32 kaarisekunnin vuorokautinen aberraatio, joka siis johtuu Maan pyörimisliikkeestä; Aurinkokunnan liikkeestä avaruudessa taas aiheutuu sekulaarinen aberraatio eli stellaariaberraatio; planetaariseen aberraatioon on syynä planeettain ja komeettain omasta rataliikkeestä johtuva paikanmuutos.

[muokkaa] Muuta

Aberraatiolla on ollut tärkeä merkitys valon luonnetta selvitettäessä. Noin 1800 havaittiin erityisesti Augustin-Jean Fresnelin tutkimusten perusteella, että valo oli aaltoliikettä, kuten Hyugens oli jo 1678 esittänyt. Aluksi uskottiin, että kyseessä oli avaruuden oletetussa väliaineessa, eetterissä, havaittu mekaaninen häiriö. Noin 1867 Maxwell osoitti, että aaltoliike johtuu sähkömagneettisista voimista. Aberraation perusteella pääteltiin, ettei eetteri voinut osallistua Maan liikkeeseen vaan että sen täytyi olla täydellisessä levossa. Osoittautui kuitenkin mahdottomaksi todistaa Maan liikettä eetterin suhteen (Albert Michelsonin ja Edward W. Morleyn koe, Michelsonin–Morleyn koe, 1881). Teoreettinen selitys kokeen epäonnistumiseen saatiin Einsteinin suhteellisuusteoriasta.