Die Abweichung des Lichtes (auch gekennzeichnet als astronomische Abweichung oder Sternabweichung) ist ein astronomisches Phänomen, das eine offenbare Bewegung von himmlischen Gegenständen über ihre echten Positionen erzeugt. Es wurde 1725 entdeckt und später vom dritten Astronomen Royal, James Bradley erklärt, der es der begrenzten Geschwindigkeit des Lichtes und der Bewegung der Erde in seiner Bahn um die Sonne zugeschrieben hat.

Im Moment jeder Beobachtung eines Gegenstands wird die offenbare Position des Gegenstands von seiner wahren Position durch einen Betrag versetzt, der allein auf den Querbestandteil der Geschwindigkeit des Beobachters, in Bezug auf den Vektoren des eingehenden Lichtstrahls (d. h., die Linie abhängt, die wirklich vom Licht auf seinen Pfad dem Beobachter genommen ist). Das Ergebnis ist ein Kippen der Richtung des eingehenden Lichtes, das der Entfernung zwischen Gegenstand und Beobachter unabhängig ist.

Im Fall von einem Beobachter auf der Erde ändert sich die Richtung einer Geschwindigkeit eines Sterns während des Jahres, weil Erde um die Sonne (oder genau genommen, der barycenter des Sonnensystems) kreist, und das der Reihe nach die offenbare Position des Sterns verursacht sich zu ändern. Diese besondere Wirkung ist als jährliche Abweichung oder Sternabweichung bekannt, weil es die offenbare Position eines Sterns verursacht, sich regelmäßig über den Kurs eines Jahres zu ändern. Der maximale Betrag der aberrational Versetzung eines Sterns ist etwa 20 arcseconds in der richtigen Besteigung oder Neigung. Obwohl das ein relativ kleiner Wert ist, war es gut innerhalb der Beobachtungsfähigkeit zu den Instrumenten verfügbar am Anfang des achtzehnten Jahrhunderts.

Abweichung sollte mit der Sternparallaxe nicht verwirrt sein, obwohl es eine am Anfang unfruchtbare Suche nach Parallaxe war, die zuerst zu seiner Entdeckung geführt hat. Parallaxe wird durch eine Änderung in der Position des Beobachters verursacht, der auf einen relativ nahe gelegenen Gegenstand, wie gemessen, gegen entferntere Gegenstände schaut, und ist deshalb auf die Entfernung zwischen dem Beobachter und dem Gegenstand abhängig.

Im Gegensatz ist Sternabweichung der Entfernung eines himmlischen Gegenstands vom Beobachter unabhängig, und hängt nur von der sofortigen Quergeschwindigkeit des Beobachters in Bezug auf den eingehenden leichten Balken im Moment der Beobachtung ab. Der leichte Balken von einem entfernten Gegenstand kann keinen Quergeschwindigkeitsbestandteil selbst haben, oder es konnte vom Beobachter nicht (definitionsgemäß) gesehen werden, da es den Beobachter vermissen würde. So spielt jede Quergeschwindigkeit der Ausstrahlen-Quelle keine Rolle in der Abweichung. Eine andere Weise, das festzusetzen, besteht darin, dass der Ausstrahlen-Gegenstand eine Quergeschwindigkeit in Bezug auf den Beobachter haben kann, aber jeder leichte davon ausgestrahlte Balken, der den Beobachter erreicht, kann nicht, weil er vorher in solch einer Richtung ausgestrahlt worden sein muss, für die sein Querbestandteil "korrigiert" worden ist. Solch ein Balken muss "gerade" dem Beobachter entlang einer Linie kommen, die den Beobachter mit der Position des Gegenstands verbindet, als es das Licht ausgestrahlt hat.

Abweichung sollte auch von der leicht-maligen Korrektur bemerkenswert sein, die wegen der Bewegung des beobachteten Gegenstands wie ein Planet durch den Raum während der von seinem Licht genommenen Zeit ist, um einen Beobachter auf der Erde zu erreichen. Leicht-malige Korrektur hängt von der Geschwindigkeit und Entfernung des Ausstrahlen-Gegenstands während der Zeit ab, die man für sein Licht braucht, um zur Erde zu reisen. Leicht-malige Korrektur hängt von der Bewegung der Erde nicht ab — es hängt nur von der Position der Erde im Moment ab, wenn das Licht beobachtet wird. Abweichung ist gewöhnlich größer als eine leicht-malige Korrektur eines Planeten außer, wenn der Planet nahe Quadratur ist (90 ° von der Sonne), wo Abweichungsfälle der Null, weil dann sich die Erde direkt nähert oder vom Planeten zurücktritt. An der Opposition gegen oder Verbindung mit der Sonne ist Abweichung 20.5", während sich leicht-malige Korrektur von 4" für Quecksilber zu 0.37" für Neptun ändert (die leicht-malige Korrektur der Sonne ist weniger als 0.03").

Erklärung

Es ist angegeben gewesen, dass Abweichung eine Versetzung der offenbaren Position eines Gegenstands von seiner wahren Position verursacht. Jedoch ist es wichtig, die genaue technische Definition dieser Begriffe zu verstehen.

Offenbare und wahre Positionen

Die offenbare Position eines Sterns oder anderen sehr entfernten Gegenstands ist die Richtung, in der es von einem Beobachter auf der bewegenden Erde gesehen wird. Die wahre Position (oder geometrische Position) sind die Richtung der Gerade zwischen dem Beobachter und Stern im Moment der Beobachtung. Der Unterschied zwischen diesen zwei Positionen wird durch die Parallaxe und durch die Abweichung verursacht. Wenn der Stern ein entfernter Gegenstand ist, ist Parallaxe unwesentlich, und der Unterschied ist größtenteils zur Abweichung erwartet.

Abweichung kommt vor, wenn die Geschwindigkeit des Beobachters einen Bestandteil hat, der auf der Linie rechtwinklig ist, die durch das vom Stern eingehende Licht gereist ist. Lassen Sie uns denken (wie der praktische Fall ist), dass der Stern genug entfernt ist, dass das ganze Licht vom Stern in parallelen Pfaden dem Erdbeobachter, unabhängig davon reist, wo die Erde in seiner Bahn ist. D. h. es gibt Nullparallaxe. Auf der linken Seite der Abbildung 1 wird der Fall der unendlichen leichten Geschwindigkeit gezeigt. S vertritt den Punkt, wo das Sternlicht ins Fernrohr und E die Position des Augenstückes eingeht. Wenn sich Licht sofort bewegt, bewegt sich das Fernrohr nicht, und die wahre Richtung des Sterns hinsichtlich des Beobachters kann durch den folgenden die Linie ES gefunden werden. Jedoch, wenn Licht mit der begrenzten Geschwindigkeit, der Erde, und deshalb dem Augenstück des Fernrohrs, der Bewegungen von E bis E reist', während der Zeit bringt es Licht, um von S bis E zu reisen. Folglich wird der Stern im Zentrum des Augenstückes nicht mehr erscheinen. Das Fernrohr muss deshalb angepasst werden. Wenn das Fernrohr an der Position E ist, muss es am Punkt S orientiert werden, so dass das Sternlicht ins Fernrohr am Punkt S eingeht. Jetzt wird das Sternlicht entlang der Linie S'E' (Parallele zu SE) reisen und E' genau erreichen, wenn das bewegende Augenstück auch E erreicht'. Seitdem das Fernrohr durch die Winkel-SES' angepasst worden ist, wird die offenbare Position des Sterns folglich durch denselben Winkel versetzt.

Für den einfachen Fall, wo die Richtung des leichten Balkens entlang der Linie SE auf der Bewegung des Beobachters dann nur rechtwinklig ist, wird Licht, das in einem Winkel ausgestrahlt ist, der dem Arcuscosinus des Verhältnisses der Geschwindigkeit des Beobachters zur Geschwindigkeit des Lichtes gleich ist, das Fernrohr erreichen. Folglich muss das Fernrohr auch in diesem demselben Winkel weg von der Schussbahn des leichten Balkens in der Richtung auf die Bewegung orientiert werden, dieses ausgestrahlte Licht zu gewinnen.

Das Bewegen im Regen

Viele finden, dass Abweichung gegenintuitiv ist, und ein einfaches auf der täglichen Erfahrung gestütztes Gedanke-Experiment kann in seinem Verstehen helfen. Stellen Sie sich vor, dass Sie Stehen im Regen sind. Es gibt keinen Wind, so fällt der Regen vertikal. Um sich vom Regen zu schützen, halten Sie einen Regenschirm direkt über Ihnen.

Stellen Sie sich jetzt vor, dass Sie anfangen spazieren zu gehen. Obwohl der Regen noch vertikal fällt (hinsichtlich eines stationären Beobachters), finden Sie, dass Sie den Regenschirm ein bisschen vor Ihnen halten müssen, den Regen fernzuhalten. Wegen Ihrer Vorwärtsbewegung hinsichtlich des fallenden Regens scheint der Regen jetzt, nicht gerade unten von direkt über Ihnen, aber in einem geringen Winkel von einem Punkt im Himmel etwas vor Ihnen zu fallen.

Die Ablenkung des fallenden Regens wird mit höheren Geschwindigkeiten außerordentlich vergrößert. Wenn Sie ein Auto nachts durch den fallenden Regen steuern, scheinen die durch die Scheinwerfer Ihres Autos illuminierten Regenfälle, von einer Position im Himmel gut vor Ihrem Auto zu fallen.

Verhältnisbezugssystem

Gemäß der speziellen Relativitätstheorie hängt die Abweichung nur von der Verhältnisgeschwindigkeit v zwischen dem Beobachter und dem Licht vom Stern ab. Die Formel von der relativistischen Abweichung kann zu vereinfacht werden

wo θ der wahre Winkel ist, SEHEN' ist θ' der offenbare Winkel S'EE', und v die Verhältnisgeschwindigkeit zwischen dem Sternenlicht und dem Beobachter ist. So bezieht die Abweichung des Lichtes kein absolutes Bezugssystem, als ein, wenn man sich im Regen bewegt. Die Geschwindigkeit des in einem laufenden Auto wahrgenommenen Regens wird vergrößert, weil es die Windschutzscheibe schwerer schlägt. Statt dessen gemäß der speziellen Relativitätstheorie ist die Geschwindigkeit des Lichtes unveränderlich und nur seine Richtungsänderungen. Die obengenannten Formel-Rechnungen dafür, während die einfachere Lohe (θ-θ ') = v/c nicht tut.

In den meisten Fällen ist die Quergeschwindigkeit des Sterns unbekannt. Jedoch für einige binäre Systeme, wo eine hohe rotierende Geschwindigkeit abgeleitet werden kann, verursacht sie keine Abweichung, wie anscheinend einbezogen, durch den Relativitätsgrundsatz. Wie besprochen, oben kommt Abweichung vor, weil sich der Beobachter hinsichtlich paralleler Lichtstrahlen bewegt, die aus dem Stern kommen. Im Gegensatz zum Fall des Beobachters bewegt sich der Stern mit den auseinander gehenden Lichtstrahlen, die es in allen Richtungen ausstrahlt, und seine Bewegung gerade auswählt, welcher bestimmt wird, um den Beobachter zu schlagen. Tatsächlich ist die Abhängigkeit von der Quelle paradox: Denken Sie eine zweite Quelle des Lichtes, das auf einem gegebenen Moment mit dem Stern zusammenfällt, aber damit nicht beruhigt ist. Nehmen Sie an, dass zwei Strahlen der leichten Reichweite der Beobachter, ein ausgestrahlte durch den Stern und anderer durch die zweite Quelle im Moment, wenn sie zusammenfallen. Wenn Strahlen gerade sind, da sie zwei Punkte (die zusammenfallenden Quellen und der Beobachter) dann teilen, müssen sie zusammenfallen. Jedoch, da sich die Geschwindigkeiten der Quellen unterscheiden, würde der Beobachter jene Strahlen sehen aus verschiedenen Richtungen kommen, wenn Abweichung von der Bewegung der Quelle abhinge.

Obwohl die Geschwindigkeit des Sterns von der obengenannten Formel unbekannt sein kann, kann man die Beziehung zwischen den Winkeln θ und θ ableiten, der von zwei willkürlichen Beobachtern gesehen ist, die sich mit Geschwindigkeiten v und v bewegen, und dann den Geschwindigkeitshinzufügungslehrsatz verwenden, um die unbekannte Geschwindigkeit w vom Stern abzuziehen, um v und v hinsichtlich eines willkürlichen Rahmens auszudrücken:

Vorausgesetzt, dass die Beobachter wirklich auf denselben Stern schauten und sich seine Geschwindigkeit zwischen ihren Beobachtungen, die Formel-Shows nicht geändert hat, wie w annulliert. Dann mit wieder den Geschwindigkeitshinzufügungslehrsatz, um die Verhältnisgeschwindigkeit der zwei Beobachter weil auszudrücken, findet man die Verhältnisabweichung. Es verwendet nur die letzte Verhältnisgeschwindigkeit und c, um die in verschiedenen Bezugssystemen beobachteten Winkel auszugleichen.

Typen der Abweichung

Es gibt mehrere Typen der Abweichung, die durch die sich unterscheidenden Bestandteile der Bewegung der Erde verursacht ist:

• Jährliche Abweichung ist wegen der Revolution der Erde um die Sonne.
• Planetarische Abweichung ist die Kombination der Abweichung und leicht-maligen Korrektur.
• Tägliche Abweichung ist wegen der Folge der Erde über seine eigene Achse.
• Weltliche Abweichung ist wegen der Bewegung der Sonne und des Sonnensystems hinsichtlich anderer Sterne in der Milchstraße.

Jährliche Abweichung

Nehmen Sie an, dass ein Stern mit einem als eine schmale Tube idealisierten Fernrohr beobachtet wird. Das Licht geht in die Tube von einem Stern im Winkel θ ein und reist mit der Geschwindigkeit c, h/c Zeit in Anspruch nehmend, um den Boden der Tube zu erreichen, wo unser Auge das Licht entdeckt. Nehmen Sie an, dass Beobachtungen von der Erde gemacht werden, die sich mit einer Geschwindigkeit v bewegt. Während der Durchfahrt des Lichtes bewegt die Tube eine Entfernung vh/c. Folglich, für das Foton, um den Boden der Tube zu erreichen, muss die Tube in einem Winkel φ verschieden von θ dazu neigen, auf eine offenbare Position des Sterns im Winkel φ hinauslaufend. Als die Erde in seiner Bahn, der Geschwindigkeitsänderungsrichtung weitergeht, so werden φ-Änderungen mit der Jahreszeit die Beobachtung vorgenommen, der Geschwindigkeit des Lichtes erlaubend, bestimmt zu werden. Die zwei Winkel sind durch die Geschwindigkeit des Lichtes und die Geschwindigkeit der Tube verbunden, aber hängen wirklich von der Länge der Tube, wie erklärt, als nächstes nicht ab. Der offenbare Winkel und wahre Winkel sind mit der Trigonometrie als verbunden:

unabhängig der Pfad-Länge h überquert durch das Licht.

Es kann nützlicher sein, die Korrektur (θ φ) zum beobachteten Winkel φ in Bezug auf den beobachteten Winkel selbst auszudrücken:

der, weil kleiner v/c zu kleinen Korrekturen führt, wird:

wo Gebrauch aus der Annäherung des kleinen Winkels an die Sinusfunktionssünde x  x gemacht wird.

Als ein Beispiel, wenn v der Bestandteil der Geschwindigkeit der Erde entlang der Richtung der leichten Strahlen, dieser Geschwindigkeitsänderungsmonat-zu-monatig ist, weil überquert die Erde seine Bahn, v eine periodische Funktion der Jahreszeit machend, und folglich ändert sich die Abweichung auch regelmäßig. Diese Wirkung wurde 1727 von J Bradley verwendet, um die Geschwindigkeit des Lichtes als etwa 183,000 miles/s zu bestimmen. Ein Faksimile seiner Beobachtungen auf dem Stern γ-Draconis wird in der Abbildung 3 gezeigt. Mehr Detail wird unten zur Verfügung gestellt.

Da die Erde um die Sonne kreist, bewegt sie sich an einer Geschwindigkeit von etwa 30 km/s. Die Geschwindigkeit des Lichtes ist etwa 300,000 km/s. Im speziellen Fall, wohin sich die Erde rechtwinklig zur Richtung des Sterns bewegt (d. h. wenn Winkel θ in der Abbildung 2 90 Grade ist), würde der Winkel der Versetzung, θ  φ, deshalb (in radians) das Verhältnis der zwei Geschwindigkeiten oder 1/10000, oder ungefähr 20.5 arcseconds sein.

Diese Menge ist als die Konstante der Abweichung bekannt, und wird durch κ herkömmlich vertreten. Sein genauer akzeptierter Wert ist 20".49552 (an J2000).

Das Flugzeug der Bahn der Erde ist als das ekliptische bekannt. Jährliche Abweichung veranlasst Sterne genau auf dem ekliptischen zu scheinen, entlang einer Gerade hin und her zu gehen, sich durch κ auf beiden Seiten ihrer wahren Position ändernd. Ein Stern, der genau an einem der Pole des ecliptic ist, wird scheinen, sich in einem Kreis des Radius κ über seine wahre Position zu bewegen, und Sterne an ekliptischen Zwischenbreiten werden scheinen, eine kleine Ellipse voranzukommen (sieh Abbildung 4).

Abweichung kann in Ostwest- und Nordsüdbestandteile auf dem himmlischen Bereich aufgelöst werden, die deshalb eine offenbare Versetzung einer richtigen Besteigung und Neigung eines Sterns beziehungsweise erzeugen. Der erstere ist größer (außer an den ekliptischen Polen), aber der Letztere war erst, um entdeckt zu werden. Das ist, weil sehr genaue Uhren erforderlich sind, um solch eine kleine Schwankung in der richtigen Besteigung zu messen, aber ein mit einem Senklot kalibriertes Transitfernrohr kann sehr kleine Änderungen in der Neigung entdecken.

Abbildung 5 zeigt, wie Abweichung die offenbare Neigung eines Sterns am ekliptischen Nordpol, wie gesehen, durch einen imaginären Beobachter betrifft, der die Sterndurchfahrt am Zenit sieht (dieser Beobachter würde an der Breite 66.6 Grade nach Norden - d. h. auf dem nördlichen Polarkreis eingestellt werden müssen). Zur Zeit des Äquinoktiums im März trägt die Augenhöhlengeschwindigkeit der Erde den direkt südlichen Beobachter, weil er oder sie den Stern am Zenit beobachtet. Die offenbare Neigung des Sterns wird deshalb nach Süden durch einen κ gleichen Wert versetzt. Umgekehrt, am Äquinoktium im September, trägt die Augenhöhlengeschwindigkeit der Erde den Beobachter nach Norden, und die Position des Sterns wird nach Norden durch einen gleichen und entgegengesetzten Betrag versetzt. Im Juni und den Sonnenwenden im Dezember ist die Versetzung in der Neigung Null. Ebenfalls ist der Betrag der Versetzung in der richtigen Besteigung Null an jedem Äquinoktium und Maximum an den Sonnenwenden.

Bemerken Sie, dass die Wirkung der Abweichung mit jeder Versetzung wegen der Parallaxe gegenphasig ist. Wenn die letzte Wirkung da wäre, würde die maximale Versetzung nach Süden im Dezember, und die maximale Versetzung nach Norden im Juni vorkommen. Es ist diese anscheinend anomale Bewegung, die so Bradley und seine Zeitgenossen getäuscht hat.

Jährliche Sonnenabweichung

Ein spezieller Fall der jährlichen Abweichung ist die fast unveränderliche Ablenkung der Sonne von seiner wahren Position durch κ westwärts (wie angesehen, von der Erde), gegenüber der offenbaren Bewegung der Sonne entlang dem ekliptischen (der aus dem Westen nach Osten, wie gesehen, von der Erde ist). Die Ablenkung lässt so die Sonne scheinen, hinten (oder verzögert) von seiner wirklichen Position auf dem ekliptischen durch eine Position zu sein oder κ umzubiegen. Diese unveränderliche Ablenkung wird häufig als wegen der Bewegung der Erde während der 8.3 Minuten erklärt, dass es Licht bringt, um von der Sonne bis Erde zu reisen. Das ist eine gültige Erklärung, vorausgesetzt dass sie im Bezugsrahmen der Erde gegeben wird (wo es rein eine leicht-malige Korrektur für die Position der ostwärts bewegenden Sonne, wie gesehen, von einer stationären Erde wird), wohingegen sich in der Verweisung der Sonne entwickeln, muss dasselbe Phänomen als Abweichung des Lichtes, wenn gesehen, durch die nach Westen bewegende Erde beschrieben werden, die die Fernrohre der hinweisenden Erde einschließt, "schicken" (nach Westen, in einer Richtung zur Bewegung der Erde hinsichtlich der Sonne) durch einen geringen Betrag "nach".

Da das dasselbe physische Phänomen ist, das einfach von zwei verschiedenen Bezugsrahmen beschrieben ist, ist es nicht ein Zufall, dass der Winkel der jährlichen Abweichung der Sonne dem Pfad gleich ist, der durch die Sonne entlang dem ekliptischen in der Zeit gekehrt ist, die man für das Licht braucht, um davon bis die Erde zu reisen (8.316746 Minuten, die um ein Sternjahr geteilt sind (365.25636 Tage) ist 20.49265", sehr fast κ). Ähnlich konnte man die offenbare Bewegung der Sonne über den Hintergrund von festen Sternen als eine (sehr große) Parallaxe-Wirkung erklären.

Planetarische Abweichung

Planetarische Abweichung ist die Kombination der Abweichung des Lichtes (wegen der Geschwindigkeit der Erde) und leicht-malige Korrektur (wegen der Bewegung und Entfernung des Gegenstands). Beide werden im Moment bestimmt, wenn das Licht des bewegenden Gegenstands den bewegenden Beobachter auf der Erde erreicht. Es ist so genannt, weil es gewöhnlich auf Planeten und andere Gegenstände im Sonnensystem angewandt wird, dessen Bewegung und Entfernung genau bekannt sind.

Tägliche Abweichung

Tägliche Abweichung wird durch die Geschwindigkeit des Beobachters auf der Oberfläche der rotierenden Erde verursacht. Es ist deshalb nicht nur von der Zeit der Beobachtung, sondern auch der Breite und Länge des Beobachters abhängig. Seine Wirkung ist viel kleiner als diese der jährlichen Abweichung, und ist nur 0".32 im Fall von einem Beobachter am Äquator, wo die Rotationsgeschwindigkeit am größten ist.

Weltliche Abweichung

Die Sonne und das Sonnensystem kreisen um das Zentrum der Milchstraße, wie andere nahe gelegene Sterne sind. Deshalb betrifft die aberrational Wirkung die offenbaren Positionen anderer Sterne und auf Extragalactic-Gegenständen: Wenn ein Stern zweitausend Lichtjahre von der Erde ist, sehen wir es nicht, wo es jetzt ist, aber wo es zweitausend Jahre her (in einem Bezugsrahmen war, der sich mit dem Sonnensystem bewegt).

Jedoch ändert sich die Änderung in der Geschwindigkeit des Sonnensystems hinsichtlich des Zentrums der Milchstraße über eine sehr lange Zeitskala, und die folgende Änderung in der Abweichung würde äußerst schwierig sein zu beobachten. Deshalb wird diese so genannte weltliche Abweichung gewöhnlich ignoriert, wenn man die Positionen von Sternen denkt. Mit anderen Worten zeigen Sternkarten die beobachteten offenbaren Positionen der Sterne, nicht ihre berechneten wahren Positionen.

Um die wahre Position, zu schätzen ein Stern, dessen Entfernung und richtige Bewegung gerade bekannt sind, multiplizieren Sie die richtige Bewegung (in arcseconds pro Jahr) durch die Entfernung (in Lichtjahren). Die offenbare Position bleibt hinter der wahren Position durch diese viele arcseconds zurück. Newcomb führt das Beispiel von Groombridge 1830 an, wo er einschätzt, dass die wahre Position durch etwa 3 arcminutes von der Richtung versetzt wird, in der wir es beobachten. Moderne Zahlen geben eine richtige Bewegung von 7 arcseconds/year, Entfernung 30 Lichtjahre, so ist die Versetzung 3 arcminutes einhalb. Diese Berechnung schließt auch eine Erlaubnis für die leicht-malige Korrektur ein, und ist deshalb dem Konzept der planetarischen Abweichung analog.

Historischer Hintergrund

Die Entdeckung der Abweichung des Lichtes 1725 durch James Bradley war einer der wichtigsten in der Astronomie. Es war völlig unerwartet, und es war nur durch das außergewöhnliche Durchhaltevermögen und den Scharfsinn, dass Bradley im Stande gewesen ist, es 1727 zu erklären. Sein Ursprung basiert auf Versuchen, die gemacht sind entdecken, ob die Sterne merkliche Parallaxen besessen haben. Die kopernikanische Theorie des Sonnensystems - den die Erde jährlich über die Sonne gedreht hat - hatte Bestätigung durch die Beobachtungen von Galileo und Tycho Brahe erhalten (wer jedoch nie heliocentrism akzeptiert hat), und die mathematischen Untersuchungen von Kepler und Newton.

Suche nach Sternparallaxe

Schon in 1573 hatte Thomas Digges vorgeschlagen, dass diese Theorie eine Parallactic-Verschiebung der Sterne, und folglich nötig machen sollte, wenn solche Sternparallaxen beständen, dann würde die kopernikanische Theorie zusätzliche Bestätigung erhalten. Viele Beobachter haben behauptet, solche Parallaxen bestimmt zu haben, aber Tycho Brahe und Giovanni Battista Riccioli haben beschlossen, dass sie nur in den Meinungen der Beobachter bestanden haben, und wegen instrumentaler und persönlicher Fehler waren. 1680 hat Jean Picard, in seinem Voyage d'Uranibourg, infolge der Beobachtungen von zehn Jahren, dass Polarstern, oder der Polarstern, die ausgestellten Schwankungen in seiner Position festgestellt, die sich auf 40" jährlich beläuft. Einige Astronomen sind bestrebt gewesen, das durch die Parallaxe zu erklären, aber diese Versuche waren sinnlos, weil die Bewegung an der Abweichung damit war, was Parallaxe erzeugen würde.

John Flamsteed, von Maßen gemacht 1689 und folgende Jahre mit seinem Wandmalerei-Quadranten, hat ähnlich beschlossen, dass die Neigung des Polarsterns 40" weniger im Juli war als im September. Robert Hooke 1674 hat seine Beobachtungen von γ Draconis, einen Stern des Umfangs 2 veröffentlicht, der praktisch oben an der Breite Londons geht, und dessen Beobachtungen deshalb von den komplizierten Korrekturen wegen der astronomischen Brechung frei sind und beschlossen haben, dass dieser Stern 23" nördlicher im Juli war als im Oktober.

Die Beobachtungen von Bradley

Als James Bradley und Samuel Molyneux in diesen Bereich der astronomischen Forschung 1725 eingegangen sind, dort folglich hat viel Unklarheit vorgeherrscht, ob Sternparallaxen beobachtet worden waren oder nicht; und es war mit der Absicht, bestimmt auf diese Frage zu antworten, dass diese Astronomen ein großes Fernrohr im Haus der Letzteren an Kew aufgestellt haben. Sie haben beschlossen, die Bewegung von γ Draconis wiederzuuntersuchen; das Fernrohr, das von George Graham (1675-1751), einem berühmten Instrument-Schöpfer gebaut ist, wurde an einem vertikalen Schornstein-Stapel auf solche Weise angebracht wie, um eine kleine Schwingung des Okulars zu erlauben, dessen Betrag (d. h. die Abweichung vom vertikalen) geregelt und durch die Einführung einer Schraube und eines Senklots gemessen wurde.

Das Instrument wurde im November 1725 aufgestellt, und Beobachtungen auf γ Draconis wurden auf dem 3., 5., 11., und am 12. Dezember gemacht. Es gab anscheinend keine Verschiebung des Sterns, der, wie man deshalb dachte, an seinem südlichsten Punkt war. Am 17. Dezember, jedoch, hat Bradley bemerkt, dass sich der Stern südwärts, eine Bewegung bewegte, die weiter durch Beobachtungen auf dem 20. gezeigt ist. Diese Ergebnisse waren unerwartet und durch vorhandene Theorien unerklärlich. Jedoch hat eine Überprüfung des Fernrohrs gezeigt, dass die beobachteten Anomalien nicht wegen instrumentaler Fehler waren.

Die Beobachtungen wurden fortgesetzt, und, wie man sah, hat der Stern seinen südlichen Kurs bis März fortgesetzt, als es eine Position ungefähr 20 aufgenommen hat, die" südlicher sind als seine Position im Dezember. Nach dem März hat es begonnen, nach Norden, eine bis zur Mitte des Aprils ziemlich offenbare Bewegung zu gehen; im Juni ist es in derselben Entfernung vom Zenit gegangen, wie es im Dezember getan hat; und im September hat es seine den grössten Teil nördlichen Position, die äußerste Reihe aus dem Norden nach Süden, d. h. den Winkel zwischen den Positionen im März und September durchgeführt, 40" seiend.

Abweichung gegen nutation

Diese Bewegung war zweifellos nicht wegen der Parallaxe aus den Gründen, die in der Diskussion der Abbildung 2 gegeben sind, und weder es war wegen Beobachtungsfehler. Bradley und Molyneux haben mehrere Hypothesen in der Hoffnung darauf besprochen, die Lösung zu finden. Die Idee, die sofort sich angedeutet hat, bestand darin, dass sich die Neigung des Sterns wegen Kurzzeitänderungen in der Orientierung der Achse der Erde hinsichtlich des himmlischen Bereichs - ein Phänomen bekannt als nutation geändert hat. Weil das eine Änderung zum Bezugssystem des Beobachters ist (d. h. die Erde selbst), würde es deshalb alle Sterne ebenso betreffen. Zum Beispiel würde eine Änderung in der Neigung von γ Draconis durch eine gleiche und entgegengesetzte Änderung zur Neigung eines Sterns 180 Grade gegenüber in der richtigen Besteigung widergespiegelt.

Beobachtungen solch eines Sterns wurden schwierig durch das beschränkte Feld der Ansicht von Bradley und dem Fernrohr von Molyneux und dem Mangel an passenden Sternen der genügend Helligkeit gemacht. Ein solcher Stern, jedoch, mit einer richtigen Besteigung, die fast diesem von γ Draconis, aber im entgegengesetzten Sinn gleich ist, wurde ausgewählt und unter der Beobachtung behalten. Wie man sah, hat dieser Stern eine offenbare Bewegung besessen, die dem ähnlich ist, das eine Folge des nutation der Achse der Erde sein würde; aber da seine Neigung nur einen halb so viel geändert hat wie im Fall von γ Draconis, war es offensichtlich, dass nutation die notwendige Lösung nicht geliefert hat. Ob die Bewegung wegen eines unregelmäßigen Vertriebs der Atmosphäre der Erde war, so anomale Schwankungen in den Brechungsindex einschließend, wurde auch untersucht; hier, wieder, wurden negative Ergebnisse erhalten.

Am 19. August 1727 hat Bradley dann eine weitere Reihe von Beobachtungen mit einem Fernrohr seines eigenen unternommen, das am Pfarrhaus, Wanstead aufgestellt ist. Dieses Instrument ist im Vorteil eines größeren Feldes der Ansicht gewesen, und er ist im Stande gewesen, genaue Positionen einer Vielzahl von Sternen zu erhalten, die in der Nähe vom Zenit über den Kurs von ungefähr zwei Jahren durchgequert haben. Das hat die Existenz des Phänomenes der Abweichung außer allen Zweifeln gegründet, und hat auch Bradley erlaubt, eine Reihe von Regeln zu formulieren, die die Berechnung der Wirkung auf jeden gegebenen Stern zu einem angegebenen Datum erlauben würden. Jedoch war er nicht an der Entdeckung einer Erklärung dessen näher, warum Abweichung vorgekommen ist.

Entwicklung der Theorie der Abweichung

Bradley hat schließlich die Erklärung der Abweichung in ungefähr dem September 1728 entwickelt, und seine Theorie wurde der Königlichen Gesellschaft Mitte Januar im nächsten Jahr präsentiert. Eine wohl bekannte Geschichte (angesetzt in Berry, Seite 261) war, dass er die Änderung der Richtung einer Windsteueranlage auf einem Boot auf der Themse, verursacht nicht durch eine Modifizierung des Winds selbst, aber durch eine Änderung natürlich des Bootes hinsichtlich der Windrichtung gesehen hat. Jedoch gibt es keine Aufzeichnung dieses Ereignisses in der eigenen Rechnung von Bradley der Entdeckung, und es kann deshalb apokryphisch sein.

Die Entdeckung und Erläuterung der Abweichung werden jetzt als ein klassischer Fall der Anwendung der wissenschaftlichen Methode betrachtet, in der Beobachtungen gemacht werden, eine Theorie zu prüfen, aber unerwartete Ergebnisse werden manchmal erhalten, die der Reihe nach zu neuen Entdeckungen führen. Es lohnt sich auch zu bemerken, dass ein Teil der ursprünglichen Motivation der Suche nach Sternparallaxe die kopernikanische Theorie prüfen sollte, dass die Erde um die Sonne kreist, aber natürlich gründet die Existenz der Abweichung auch die Wahrheit dieser Theorie.

In einer Enddrehung hat Bradley später fortgesetzt, die Existenz des nutation der Achse der Erde - die Wirkung zu entdecken, die er ursprünglich gedacht hatte, um die Ursache der Abweichung zu sein.

Siehe auch

• Abweichung
• Nutation
• Richtige Bewegung
• Fresnel, Augustin-Jean
• Liste von astronomischen Themen
• Schürt George Gabriel
• Zeitachse des Elektromagnetismus und der klassischen Optik
• P. Kenneth Seidelmann (Hrsg.). Erklärende Ergänzung des Astronomischen Almanachs (Universitätswissenschaftsbücher, 1992), 127-135, 700.
• Simon Newcomb, Ein Kompendium der Kugelförmigen Astronomie (Macmillan, 1906 - neu veröffentlicht durch Dover, 1960), 160-172.
• Arthur Berry, Eine Kurze Geschichte der Astronomie (John Murray, 1898 - neu veröffentlicht durch Dover, 1961), 258-265.
• Stephen Peter Rigaud, Lebenserinnerungen von Bradley (1832)
• Charles Hutton, mathematisches und philosophisches Wörterbuch (1795).
• H. H. Turner, astronomische Entdeckung (1904).

Referenzen

Links

• Sternabweichung an MathPages
• Courtney Seligman auf den Beobachtungen von Bradley