Аберація світла

Мал.1

Мал.2

Абера́ція сві́тла (в астрономії) — позірна зміна положення світила на небесній сфері внаслідок скінченності швидкості світла й руху спостерігача, пов'язаного з: обертанням Землі навколо Сонця (річна аберація), обертанням Землі навколо своєї осі (добова аберація) та рухом Сонячної системи в просторі (вікова аберація). Аберацію світла відкрив англ. астроном Джеймс Бредлі 1725 року і пояснив її 1728.
Якби астрономічна труба була нерухомою, то зображення зорі S (на мал.2), на яку наведена труба, збігалося б із перехрестям ниток F окуляра (O — центр об'єктива, на мал.1). Але оскільки труба рухається разом із Землею в напрямку апекса A, то за час, протягом якого світло йде від O до F, окуляр пересунеться в точку F'. Для того, щоб зображення зорі потрапило в перехрестя ниток, трубу треба нахилити в бік її руху на кут OFO'= α.

Аберація виникає внаслідок зміни напряму розповсюдження світла при переході від однієї інерціальної системи відліку до іншої. Нехай система $K$ рухається зі швидкістю $v$ відносно системи $K^{\prime }$ . Кути утворені напрямом розповсюдження світла і напрямом руху $K^{\prime }$ відносно $K$ в $K^{\prime }$ і $K$ позначимо відповідно ${\theta }^{\prime }$ і $\theta$. Тоді, згідно зі спеціальною теорією відносності між $\theta$ і ${\theta }^{\prime }$ буде таке співвідношення:

$\sin \theta =\frac{\sqrt{1-v^2/c^2}}{1+v/c\cos \theta }\sin {\theta }^{\prime }$

Ця формула — наслідок загальної формули перетворення швидкості частинки при переході від однієї системи відліку до іншої для випадку, коли швидкість частинки рівна швидкості світла $c$ . Кут $\alpha ={\theta }^{\prime }-\theta$ називається кутом аберації. Якщо $v\ll c$, то з точністю до членів порядку $v/c$ формула записується у вигляді:

$\alpha ={\theta }^{\prime }-\theta =\frac{v}{c}\sin \theta$

Абераційний зсув положення світила накладається на відповідний паралактичний зсув (добовий, річний і віковий). В обох випадках видима траєкторія світила на небосхилі являє собою еліпс. Але розмір абераційного еліпса залежить від кута між напрямком на світило та на апекс, а величина паралаксу залежить від відстані до об'єкта. Таким чином, їх можна розрізнити й визначити окремоШаблон:Sfn.

Література

• Блажко С. Н. Курс сферической астрономии. М., 1954.
• Прохоров А. М. Физическая енциклопедия. М., 1998.
• Шаблон:Публікація

Посилання

• Шаблон:ВУЕ1
• Шаблон:А-Е-С