Aberração da luz

A aberração da luz (também conhecido como aberração astronômica ou aberração estelar) é um fenômeno astronômico que produz um movimento aparente dos objetos celestes. Foi descoberto mais tarde explicado e por o terceiro Astrônomo Real, James Bradley, em 1725, que atribuiu ao finito velocidade da luz eo movimento da Terra em sua órbita ao redor do Sol .

No instante de qualquer observação de um objecto, a posição aparente do objecto é deslocado da sua posição real em uma quantidade que depende do componente transversal da velocidade do observador, no que diz respeito ao vector do feixe de entrada de luz ( ou seja, a linha realmente tomado pela luz em seu caminho para o observador). No caso de um observador na Terra, a direção de sua velocidade varia durante o ano como a Terra gira em torno do Sol (ou estritamente falando, o baricentro do sistema solar ), e esta por sua vez faz com que a posição aparente do objecto de variar. Este efeito particular é conhecida como aberração anual ou aberração estelar, porque faz com que a posição aparente de uma estrela para variar periodicamente ao longo de um ano. O montante máximo do deslocamento aberracional de uma estrela é de aproximadamente 20 arcseconds em ascensão direita ou declinação. Embora este é um valor relativamente pequeno, foi bem dentro da capacidade de observação dos instrumentos disponíveis no início do século XVIII.

Aberration não deve ser confundido com paralaxe estelar, embora fosse inicialmente uma busca infrutífera por paralaxe que primeiro levou à sua descoberta. Paralaxe é causada por uma alteração na posição do observador olhando para um objecto relativamente próxima, como medido contra objectos mais distantes, e é, por conseguinte, depende da distância entre o observador e o objecto.

Em contraste, a aberração estelar é independente da distância de um objecto celeste do observador, e depende somente da velocidade transversal instantânea do observador em relação ao feixe de luz de entrada, no momento de observação. O feixe de luz a partir de um objecto distante não pode ele próprio ter qualquer componente da velocidade transversal, ou pode não (por definição) ser visto pelo observador, uma vez que ele perderia o observador. Assim, qualquer velocidade transversal da fonte emissora não desempenha nenhum papel na aberração. Outra forma de indicar isto é que o objecto emissor pode ter uma velocidade transversal em relação ao observador, mas qualquer feixe de luz emitida a partir dele que atinge o observador, não pode, por isso deve ter sido previamente emitido numa direcção tal que o seu componente transversal foi "corrigido" para. Um tal feixe deve vir "linear" para o observador ao longo de uma linha que liga o observador com a posição do objecto quando a luz emitida.

Aberration também deve ser diferenciada de correcção de tempo de luz, o que é devido ao movimento do objecto observado, como um planeta , através do espaço durante o tempo necessário à sua luz para chegar a um observador terrestre. Correcção de tempo de luz depende da velocidade e da distância do objecto que emite durante o tempo que leva para que a luz a viajar à Terra. Correção em tempo luz não depende do movimento da Terra-só depende da posição da Terra no instante em que a luz é observada. Aberração é geralmente maior do que a correção em tempo luz de um planeta, exceto quando o planeta está próximo quadratura (90 ° do Sol), onde aberração cai para zero, porque então a Terra está se aproximando ou se afastando diretamente o planeta. Em oposição ou conjunção com o Sol, a aberração é de 20,5 ", enquanto a correção em tempo de luz varia de 4" para Mercury para 0,37 "para Netuno (correção em tempo luz do Sol é inferior a 0,03 ").

Explicação

Indicou-se acima que a aberração provoca um deslocamento da posição aparente de um objecto a partir da sua posição real. No entanto, é importante compreender a definição técnica precisa destes termos.

Posições aparentes e verdadeiros

Figura 1. Diagrama que ilustra a aberração estelar

A posição aparente de uma estrela ou outro objeto muito distante é a direção em que ele é visto por um observador na Terra em movimento. A verdadeira posição (ou posição geométrica) é a direção da linha reta entre o observador ea estrela no instante da observação. A diferença entre estas duas posições é causada principalmente por aberração.

Aberration ocorre quando o observador velocidade tem uma componente que é perpendicular à linha percorrida pela luz entre a estrela eo observador. Na Figura 1 para a direita, S representa o s pot onde a luz da estrela entra no telescópio, e E a posição da peça e vós. Se o telescópio não se move, o verdadeiro sentido da estrela em relação ao observador, pode ser encontrada seguindo a linha ES. No entanto, se a Terra e, portanto, a parte do olho do telescópio, se move de E para E 'durante o tempo que a luz leva para viajar de S a E, a estrela não aparecerá mais no centro da parte do olho. O telescópio deve ser ajustada de modo que a luz da estrela entra no telescópio no ponto S '. Agora, a luz da estrela vai viajar ao longo da linha S'E 'e alcançar E' exatamente quando a parte do olho movendo também atinge E '. Uma vez que o telescópio foi ajustado, o ângulo SES ', posição aparente da estrela é, portanto, deslocado pelo mesmo ângulo.

Mover-se na chuva

Muitos acham aberração a ser contra-intuitivo, e um experimento de pensamento simples, baseada na experiência cotidiana pode ajudar na sua compreensão. Imagine que você está em pé na chuva. Não há vento, assim que a chuva está caindo verticalmente. Para se proteger da chuva você segurar um guarda-chuva diretamente acima de você.

Agora imagine que você começar a andar. Embora a chuva ainda está caindo verticalmente (em relação a um observador estacionário), você achar que você tem que segurar o guarda-chuva ligeiramente na frente de você para manter fora da chuva. Por causa de seu movimento para a frente em relação à chuva caindo, a chuva agora parece estar caindo de não diretamente acima de você, mas de um ponto no céu um pouco na frente de você.

A deflexão da chuva que cai é muito maior em velocidades mais altas. Quando você dirige um carro à noite através de chuva caindo, as gotas de chuva iluminada por seu carro de faróis parecem cair de uma posição no céu bem na frente de seu carro.

Tipos de aberração

Há um número de tipos de aberração, causados pelos diferentes componentes de movimento da Terra:

• Aberração anual é devido à revolução da Terra em torno do Sol .
• Aberração planetária é a combinação de aberração e em tempo luz correção.
• Diurnal aberração é devido ao a rotação da terra em torno do seu próprio eixo.
• Aberração Secular é devido ao movimento do Sol e sistema solar em relação a outras estrelas da galáxia .

Aberração Anual

À medida que a Terra gira em torno do Sol, ele está se movendo a uma velocidade de aproximadamente 30 km / s. A velocidade da luz é cerca de 300.000 km / s. No caso especial em que a terra se move perpendicularmente à direcção da estrela (por exemplo, se ver "no diagrama é de 90 graus), o ângulo de deslocamento, SES, seria, por conseguinte, ser (em radianos ) a razão entre as duas velocidades , ou seja, 1/10000 ou cerca de 20,5 arcseconds.

Esta quantidade é conhecida como a constante de aberração, e é convencionalmente representados por κ. Seu valor aceito precisa é 20 "0,49552 (pelo J2000).

Figura 2. Diagrama que ilustra o efeito de aberração anual sobre a posição aparente de três estrelas na eclíptica longitude 270 graus e latitude eclíptica 90, 45 e 0 graus, respectivamente

O plano da órbita da Terra é conhecido como o eclíptica. Aberração Anual provoca estrelas exatamente sobre a eclíptica para parecer frente e para trás ao longo de uma linha reta, variando por κ de cada lado de sua verdadeira posição. Uma estrela que é precisamente em um dos pólos da eclíptica aparece a se mover em um círculo de raio κ sobre sua verdadeira posição, e as estrelas em latitudes elípticas intermediários aparece para mover ao longo de uma pequena elipse (ver figura 2).

Um caso especial de aberração anual é a deflexão quase constante do Sol a partir de sua posição real em κ para o oeste (quando vistos da Terra), em frente ao movimento aparente do Sol ao longo da eclíptica. Esta deflexão constante é muitas vezes erroneamente explicado como devido ao movimento da Terra durante os 8,3 minutos que a luz leva para viajar do Sol à Terra: esta é uma explicação válida, desde que seja dada no referencial da Terra, enquanto que no Sun de quadro de referência o mesmo fenômeno deve ser descrito como aberração da luz. Por isso, não é uma coincidência que o ângulo de aberração anual seja igual à trajectória varrida pelo Sol ao longo da eclíptica no tempo que leva para a luz viajar com ele para a Terra (8.316746 minutos divididos por um ano sideral (365,25636 dias) é 20,49265 ", muito perto de κ). Da mesma forma, se poderia explicar o movimento aparente do Sol ao longo do fundo das estrelas fixas como um (muito grande) efeito de paralaxe.

Aberration pode ser resolvido em leste-oeste e norte-sul componentes no esfera celeste, que, portanto, produzir um deslocamento aparente de uma estrela de ascensão direita e declinação, respectivamente. O primeiro é maior (excepto nos pólos elípticas), mas o último foi o primeiro a ser detectado. Isso ocorre porque os relógios muito precisos são necessários para medir uma pequena variação em tal ascensão reta, mas uma telescópio trânsito calibrado com um prumo pode detectar mudanças muito pequenas em declinação.

Figura 3. Diagrama ilustrando a aberração de uma estrela no pólo norte eclíptica

Figura 3, acima, mostra como aberração afeta a declinação aparente de uma estrela no pólo norte eclíptica, como visto por um observador imaginário que vê o trânsito estrela no zênite (este observador teria de ser posicionado na latitude 66,6 graus norte - ou seja, sobre o círculo ártico ). No momento do Março equinócio, a velocidade orbital da Terra está levando o observador diretamente ao sul como ele ou ela observa a estrela no zênite. Aparente declinação da estrela é, portanto, deslocado para o sul por um valor igual a κ. Por outro lado, no equinócio de setembro de velocidade orbital da Terra está levando o observador para o norte, ea posição da estrela é deslocado para o norte por uma quantidade igual e oposta. No junho e dezembro solstícios, o deslocamento em declinação é zero. Da mesma forma, a quantidade de deslocamento em ascensão reta é igual a zero em qualquer equinocio e no máximo solstícios.

Note-se que o efeito de aberração é de fase com qualquer deslocamento devido à paralaxe. Se o último efeito estavam presentes, o deslocamento máximo para o sul ocorreria em dezembro, eo deslocamento máximo para o norte em junho. É esse movimento aparentemente anômalo que tão mistificado Bradley e seus contemporâneos.

Aberração planetária

Aberração planetária é a combinação da aberração da luz (devido à velocidade da Terra) e correção em tempo luz (devido ao movimento do objeto ea distância). Ambos são determinados no instante em que a luz do objeto em movimento atinge o observador em movimento na Terra. É assim chamado porque ele é normalmente aplicado aos planetas e outros objetos no sistema solar cujo movimento e distância são conhecidos com precisão.

Aberração diurna

Diurnal aberração é causada pela velocidade do observador na superfície da Terra em rotação. Por conseguinte, é dependente não só no momento da observação, mas também a latitude e longitude do observador. Seu efeito é muito menor do que a de aberração anual, e é apenas 0 ".32 no caso de um observador no equador, onde a velocidade de rotação é maior.

Aberração Secular

O Sol eo sistema solar giram em torno do centro da galáxia, assim como outras estrelas próximas. Por isso, é possível conceber um efeito aberracional nas posições aparentes de outras estrelas e sobre objetos extragalácticas. No entanto, a mudança na velocidade do sistema solar em relação ao centro do Galaxy varia ao longo de uma escala de tempo muito longo, e a consequente modificação da aberração seria extremamente difícil de observar. Portanto, este chamado aberração secular é geralmente ignorado quando se considera as posições das estrelas.

No entanto, é possível estimar o deslocamento entre a posição real e aparente de uma estrela cuja distância próxima e movimento são conhecidos. Newcomb dá o exemplo de Groombridge 1830, onde ele estima que a verdadeira posição é deslocada em cerca de 3 arcminutes da direção em que o observamos. Esse cálculo também inclui uma provisão para correção em tempo luz, e por isso é análogo ao conceito de aberração planetária.

Contexto histórico

A descoberta da aberração da luz em 1725 por James Bradley foi um dos mais importantes em astronomia. Foi totalmente inesperado, e foi apenas pela perseverança extraordinária e perspicácia que Bradley foi capaz de explicá-lo em 1727. Sua origem é baseada em tentativas feitas para descobrir se as estrelas possuía apreciável paralaxe. O copernicana teoria do sistema solar - que a Terra girava em torno do Sol por ano - tinha recebido a confirmação pelas observações de Galileu e Tycho Brahe (que, no entanto, nunca aceitou o heliocentrismo ), e as investigações matemáticas de Kepler e Newton .

Procurar por paralaxe estelar

Tão cedo quanto 1573, Thomas Digges haviam sugerido que esta teoria deveria exigir uma mudança paralaxe das estrelas, e, conseqüentemente, se tais paralaxes estelares existia, então a teoria de Copérnico iria receber a confirmação adicional. Muitos observadores afirmaram ter determinado esses paralaxe, mas Tycho Brahe e Giovanni Battista Riccioli concluiu que existia apenas nas mentes dos observadores, e foram devido a erros instrumentais e pessoais. Em 1680 Jean Picard, em sua Voyage d ' Uranibourg, afirmou, como resultado de dez observações anos, que Polaris, ou o Pole Star, exibiram variações em sua posição no montante de 40 "por ano. Alguns astrônomos se esforçado para explicar isso por paralaxe, mas essas tentativas foram em vão, pois o movimento estava em desacordo com o que iria produzir paralaxe.

John Flamsteed , a partir de medições feitas em 1689 e subsequentes anos com seu quadrante mural, semelhante concluiu que a declinação da Estrela Polar foi de 40 "menos em julho do que em setembro. Robert Hooke, em 1674, publicou suas observações de γ Draconis, uma estrela de magnitude 2 ^m que passa praticamente sobrecarga na latitude de Londres , e cujas observações são, portanto, livres das correções complexas devido a astronômica refração, e concluiu que esta estrela foi de 23 "mais ao norte em julho do que em outubro.

As observações de Bradley

Quando James Bradley e Samuel Molyneux entrou nesta esfera da pesquisa astronômica em 1725, há consequentemente prevaleceu muita incerteza se paralaxes estelares foram observados ou não; e foi com a intenção de responder a esta questão definitivamente que estes astrônomos erguido um grande telescópio na casa deste último em Kew. Eles determinaram a investigar novamente o movimento de γ Draconis; o telescópio, construído por George Graham (1675-1751), um célebre instrumento-maker, foi afixada uma chaminé vertical, de tal modo a permitir uma pequena oscilação da ocular, cujo montante (ou seja, o desvio da vertical) foi regulamentado e medido pela introdução de um parafuso e um fio de prumo.

O instrumento foi criado em Novembro de 1725, e observações sobre Draconis γ foram feitas no Terceiro, 5a, 11, e 12 de dezembro. Houve aparentemente nenhum deslocamento da estrela, que foi, portanto, considerada no seu ponto mais a sul. Em 17 de dezembro, no entanto, Bradley observou que a estrela estava se movendo em direção ao sul, um movimento ainda mostrado por observações sobre a 20. Estes resultados foram inesperados e inexplicáveis pelas teorias existentes. No entanto, um exame do telescópio mostrou que as anomalias observadas não foram devido a erros instrumentais.

As observações foram continuou, ea estrela foi vista a prosseguir o seu curso sul até março, quando ele assumiu uma posição cerca de 20 "mais ao sul do que a sua posição de dezembro. Depois de março ele começou a passar para o norte, um movimento bastante evidente por meio de abril; em junho passou à mesma distância do zênite como fez em dezembro; e em setembro passado através de sua posição mais ao norte, a gama extrema de norte a sul, ou seja, o ângulo entre as posições de Março e Setembro, sendo 40 ".

Aberration vs nutation

Esta moção não era, evidentemente, devido à paralaxe, pelas razões expostas na discussão da Figura 2, e nem foi devido a erros de observação. Bradley e Molyneux discutido várias hipóteses na esperança de encontrar a solução. A idéia de que imediatamente sugeriu em si era que declinação da estrela variar por causa de mudanças de curto prazo na orientação do eixo da Terra em relação à esfera celeste - um fenômeno conhecido como nutation. Porque esta é uma mudança na estrutura do observador de referência (ou seja, a própria Terra), seria, portanto, afetam todas as estrelas igualmente. Por exemplo, uma mudança na declinação de γ Draconis corresponderia, por uma mudança igual e oposta à declinação de uma estrela 180 graus oposto em ascensão direita.

Observações de uma estrela foram dificultada pelo campo de visão limitado do telescópio Bradley e Molyneux, ea falta de estrelas adequadas de brilho suficiente. Um tal estrela, no entanto, com uma ascensão direita quase igual à de γ DRACONIS, mas no sentido oposto, foi seleccionado e mantido sob observação. Esta estrela foi vista possuir um movimento aparente semelhante ao que seria uma consequência do nutation do eixo da Terra; mas desde a sua declinação variou apenas uma metade do que no caso de γ Draconis, era óbvio que nutation não fornecer a solução necessária. Se o movimento se deveu a uma distribuição irregular da atmosfera da Terra , envolvendo, assim, variações anormais no índice de refração, também foi investigada; aqui, mais uma vez, os resultados negativos foram obtidos.

Em 19 de agosto de 1727, Bradley, em seguida, embarcou em uma nova série de observações usando um telescópio de sua própria erguido na Reitoria, Wanstead. Este instrumento tinha a vantagem de um maior campo de visão e ele foi capaz de obter posições precisas de um grande número de estrelas que transitaram perto do zênite ao longo de cerca de dois anos. Isto estabeleceu a existência do fenômeno da aberração além de qualquer dúvida, e também permitiu Bradley para formular um conjunto de regras que permitam o cálculo do efeito sobre qualquer estrela em uma data especificada. No entanto, ele não estava mais perto de encontrar uma explicação de por que ocorreu aberração.

Desenvolvimento da teoria de aberração

Bradley finalmente desenvolveu a explicação de aberração por volta de Setembro 1728 e a sua teoria foi apresentada ao Royal Society um ano depois. Uma história bem conhecida (citado em Berry, p 261) foi que ele viu a mudança de direção de um cata-vento em um barco no Tamisa , não causada por uma alteração do próprio vento, mas por uma mudança de curso da barco em relação à direção do vento. No entanto, não há nenhum registro do incidente no relato do próprio Bradley da descoberta, e pode, portanto, ser apócrifa .

A descoberta e elucidação da aberração é agora considerada como um caso clássico do pedido de método científico, em que as observações são feitas para testar uma teoria, mas, por vezes, resultados inesperados são obtidos que por sua vez levam a novas descobertas. Também é importante notar que parte da motivação original da busca de paralaxe estelar foi testar a teoria de Copérnico de que a Terra gira em torno do Sol, mas é claro que a existência de aberração também estabelece a verdade de que a teoria.

Em uma reviravolta final, Bradley mais tarde passou a descobrir a existência do nutation do eixo da Terra - o efeito que ele tinha inicialmente considerado a causa da aberração.