Aberration de la lumière

L'aberration de la lumière (également désigné comme aberration astronomique ou aberration stellaire) est un phénomène qui produit un astronomique mouvement apparent des objets célestes. Il a été découvert et a expliqué plus tard par le troisième Astronome royal, James Bradley, dans 1725, qui attribue au fini vitesse de la lumière et le mouvement de la Terre sur son orbite autour du Soleil .

A l'instant de ne importe quelle observation d'un objet, la position apparente de l'objet est déplacé de sa position réelle d'une quantité qui dépend de la composante transversale de la vitesse de l'observateur, par rapport au vecteur du faisceau de lumière entrant ( ce est à dire, la ligne effectivement pris par la lumière sur son chemin à l'observateur). Dans le cas d'un observateur sur la Terre, la direction de sa vitesse varie au cours de l'année que la Terre tourne autour du Soleil (ou à proprement parler, le barycentre du système solaire ), ce qui provoque à son tour la position apparente de l'objet à varier. Cet effet est particulièrement connu comme aberration annuel ou aberration stellaire, car il provoque la position apparente d'une étoile à varier périodiquement au cours d'une année. Le montant maximal du déplacement aberrant d'une étoile est environ 20 secondes d'arc dans ascension droite ou déclinaison. Bien que ce soit une valeur relativement faible, ce est bien dans la capacité d'observation des instruments disponibles au début du XVIIIe siècle.

Aberration ne doit pas être confondue avec parallaxe stellaire, même si ce était une recherche infructueuse d'abord de parallaxe qui a conduit premier à sa découverte. Parallaxe est causée par un changement de la position de l'observateur regardant un objet relativement proche, comme mesuré par rapport à plusieurs objets éloignés, et est donc dépendant de la distance entre l'observateur et l'objet.

En revanche, l'aberration stellaire est indépendante de la distance d'un objet céleste à partir de l'observateur, et ne dépend que de la vitesse instantanée de l'observateur transversal par rapport au faisceau lumineux entrant, au moment de l'observation. Le faisceau de lumière d'un objet distant ne peut pas se faire ne importe quelle composante de vitesse transversale, ou il ne pouvait pas (par définition) être vue par l'observateur, car il manquerait l'observateur. Ainsi, toute vitesse transversale de la source émettrice joue aucun rôle dans l'aberration. Une autre façon d'énoncer ce est que l'objet émettant peut avoir une vitesse transversale par rapport à l'observateur, mais ne importe quel faisceau de lumière émis à partir de ce qui atteint l'observateur ne peut pas, car il doit avoir été préalablement émis dans une direction telle que sa composante transversale a été «corrigée» pour. Un tel faisceau doit venir "droit" à l'observateur le long d'une ligne qui relie l'observateur avec la position de l'objet quand il a émis la lumière.

Aberration devrait également être distinguée de correction en temps la lumière, qui est due au mouvement de l'objet observé, comme une planète , à travers l'espace pendant le temps pris par sa lumière pour parvenir à un observateur terrestre. Correction en temps la lumière dépend de la vitesse et de la distance de l'objet émettant pendant le temps qu'il faut pour que sa lumière pour se rendre à la Terre. Correction en temps la lumière ne dépend pas sur la motion de la Terre-il ne dépend que de la position de la Terre à l'instant où la lumière est observée. Aberration est généralement plus grande que la correction en temps la lumière d'une planète sauf lorsque la planète est proche quadrature (90 ° du Soleil), où l'aberration tombe à zéro, car alors la Terre est directement approche ou se éloigne de la planète. À opposition ou conjonction avec le Soleil, l'aberration est de 20,5 ", tandis que la correction en temps la lumière varie de 4" pour Mercury à 0,37 "pour Neptune (la lumière en temps la correction du Sun est inférieure à 0,03 ").

Explication

Il a été indiqué ci-dessus que l'aberration provoque un déplacement de la position apparente d'un objet à partir de sa position vraie. Cependant, il est important de comprendre la définition technique précise de ces termes.

Positions apparentes et vraies

Figure 1. Schéma illustrant l'aberration stellaire

La position apparente d'une étoile ou un autre objet très lointain est la direction dans laquelle il est vu par un observateur sur la Terre en mouvement. La véritable position (ou position géométrique) est la direction de la ligne droite entre l'observateur et l'étoile à l'instant de l'observation. La différence entre ces deux positions est causée principalement par l'aberration.

Aberration se produit lorsque de l'observateur la vitesse a une composante qui est perpendiculaire à la ligne parcourue par la lumière entre l'étoile et l'observateur. Dans la figure 1 vers la droite, S représente le s pot où la lumière des étoiles entre le télescope et e la position de la pièce e de vous. Si le télescope ne bouge pas, la vraie direction de l'étoile par rapport à l'observateur peut être trouvé en suivant la ligne ES. Toutefois, si la Terre, et donc la pièce du télescope de l'œil, se déplace de E à E 'pendant le temps qu'il faut à la lumière pour voyager de S à E, la star ne apparaîtra plus dans le centre de l'oculaire. Le télescope doit donc être ajustée de sorte que la lumière des étoiles entre le télescope sur place S '. Maintenant, la lumière des étoiles se rendra long de la ligne S'p 'et d'atteindre E' exactement quand l'oculaire mobile atteint également E '. Depuis le télescope a été ajustée par l'angle de SES, la position apparente de l'étoile est donc déplacé par le même angle.

Déménagement sous la pluie

Beaucoup trouvent l'aberration d'être contre-intuitive, et une expérience simple de pensée basé sur l'expérience de tous les jours peut aider à sa compréhension. Imaginez que vous êtes debout dans la pluie. Il n'y a pas de vent, de sorte que la pluie tombe verticalement. Pour vous protéger de la pluie vous détenez un parapluie directement au-dessus de vous.

Maintenant, imaginez que vous commencez à marcher. Bien que la pluie tombe toujours verticalement (par rapport à un observateur immobile), vous trouvez que vous avez à tenir le parapluie légèrement en face de vous pour éloigner la pluie. En raison de votre mouvement vers l'avant par rapport à la pluie qui tombe, la pluie semble maintenant être en baisse pas directement au-dessus de vous, mais à partir d'un point dans le ciel un peu en face de vous.

La déviation de la pluie qui tombe est fortement augmentée à des vitesses plus élevées. Lorsque vous conduisez une voiture la nuit dans la pluie, les gouttes de pluie éclairés par votre voiture de phares semblent relever d'une position dans le ciel bien en avant de votre voiture.

Types d'aberration

Il ya un certain nombre de types d'aberration, causées par les composantes différentes du mouvement de la Terre:

• Aberration annuelle est due à la révolution de la Terre autour du Soleil .
• Aberration planétaire est la combinaison de correction d'aberration et de temps la lumière.
• Aberration diurne est due à la rotation de la Terre autour de son propre axe.
• Aberration laïque est due au mouvement du Soleil et du système solaire par rapport aux autres étoiles de la galaxie .

Aberration annuelle

Comme la Terre tourne autour du Soleil, il se déplace à une vitesse d'environ 30 km / s. La vitesse de la lumière est d'environ 300000 km / s. Dans le cas particulier où la Terre se déplace perpendiculairement à la direction de l'étoile (ie si voir 'dans le diagramme est de 90 degrés), l'angle de déplacement, de SES, seraient donc (en radians ) le rapport des deux vitesses , ce est à dire environ 20,5 ou 1/10000 secondes d'arc.

Cette quantité est appelée la constante de l'aberration, et est classiquement représenté par κ. Sa valeur est acceptée précise 20 "0,49552 (au J2000).

Figure 2. Schéma illustrant l'effet de l'aberration annuel sur la position apparente de trois étoiles au écliptique longitude 270 degrés, et la latitude écliptique 90, 45 et 0 degrés, respectivement

Le plan de l'orbite de la Terre est connu comme le écliptique. Aberration annuel fait que les étoiles exactement sur l'écliptique à semblent se déplacer d'avant en arrière le long d'une ligne droite, variant selon κ de chaque côté de leur position réelle. Une étoile qui est précisément à l'un des pôles de l'écliptique semblera se déplacer dans un cercle de rayon autour de sa position κ vrai, et les étoiles à des latitudes intermédiaires écliptique semblera se déplacer le long d'une petite ellipse (voir figure 2).

Un cas particulier de l'aberration annuelle est la déviation presque constante du Soleil de sa véritable position en κ vers l'ouest (vue depuis la Terre), opposée au mouvement apparent du Soleil long de l'écliptique. Cette déviation constante est souvent à tort expliqué que du fait du mouvement de la Terre pendant les 8,3 minutes qu'il faut à la lumière pour voyager entre le Soleil et la Terre: ce est une explication valable à condition qu'il soit donné dans le cadre de référence de la Terre, alors que dans le Sun de cadre de référence le même phénomène doit être décrit comme aberration de la lumière. Il ne est donc pas un hasard si l'angle d'aberration annuelle égale à la trajectoire balayée par le Soleil long de l'écliptique dans le temps qu'il faut à la lumière pour voyager de la Terre à (8.316746 minutes divisé par une année sidérale (365,25636 jours) est 20,49265 ", très proche de κ). De même, on pourrait expliquer le mouvement apparent du soleil sur le fond des étoiles fixes comme un très grand effet de parallaxe ().

Aberration peut être résolu en est-ouest et nord-sud composants sur le sphère céleste, qui produisent donc un déplacement apparent d'une étoile de ascension droite et déclinaison, respectivement. Le premier est plus grande (sauf aux pôles de l'écliptique), mais celui-ci était le premier à être détecté. Ce est parce que les horloges très précises sont nécessaires pour mesurer une telle petite variation en ascension droite, mais un transit télescope calibré avec un fil à plomb peut détecter de très petits changements dans la déclinaison.

Figure 3. Schéma illustrant l'aberration d'une étoile au pôle nord écliptique

Figure 3, ci-dessus, montre comment l'aberration affecte la déclinaison apparente d'une étoile au pôle nord écliptique, comme vu par un observateur imaginaire qui voit le transit étoiles au zénith (cet observateur devra être positionné à la latitude 66,6 degrés nord - ce est à dire sur le cercle polaire arctique ). Au moment de la Mars équinoxe, la vitesse orbitale de la Terre est en train de l'observateur directement au sud comme il ou elle observe l'étoile au zénith. Déclinaison apparente de l'étoile se déplace donc vers le sud par une valeur égale à κ. Inversement, à l'équinoxe Septembre, la vitesse orbitale de la Terre est en train de l'observateur vers le nord, et la position de l'étoile est déplacé vers le nord par une quantité égale et opposée. Au Juin et Décembre solstices, le déplacement en déclinaison est nulle. De même, la quantité de déplacement dans ascension droite est zéro à chaque Equinox et maximale à la solstices.

A noter que l'effet de l'aberration ne est pas à phases avec tout déplacement en raison de la parallaxe. Si le dernier effet étaient présents, le déplacement maximal vers le sud se produirait en Décembre, et le déplacement maximal vers le nord en Juin. Ce est ce mouvement apparemment anormal que si mystifié Bradley et ses contemporains.

Aberration planétaire

Aberration planétaire est la combinaison de l'aberration de la lumière (en raison de la vitesse de la Terre) et correction en temps la lumière (en raison de la motion et la distance de l'objet). Les deux sont déterminés à l'instant où la lumière de l'objet en mouvement atteint l'observateur en mouvement sur Terre. Il est ainsi appelé parce qu'il est généralement appliquée aux planètes et autres objets dans le système solaire dont le mouvement et la distance sont connue avec précision.

Aberration diurne

Aberration diurne est causée par la vitesse de l'observateur sur la surface de la Terre en rotation. Il est donc fonction non seulement de la durée de l'observation, mais également la latitude et longitude de l'observateur. Son effet est beaucoup plus petite que celle de l'aberration annuelle, et est seulement 0 "0,32 dans le cas d'un observateur à l'équateur, où la vitesse de rotation est plus grand.

Aberration laïque

Le Soleil et le système solaire tournent autour du centre de la galaxie, comme les autres étoiles proches. Il est donc possible de concevoir un effet aberrant sur les positions apparentes d'autres étoiles et sur objets extragalactiques. Toutefois, la variation de la vitesse relative du système solaire à l'axe de la Galaxy varie sur une échelle de temps très longue, et la modification consécutive des aberrations serait extrêmement difficile à observer. Par conséquent, cette soi-disant laïque aberration est généralement prise en considération pour la position des étoiles.

Cependant, il est possible d'estimer le déplacement entre la position apparente et vraie à proximité d'une étoile dont la distance et le mouvement sont connus. Newcomb donne l'exemple de Groombridge 1830, où il estime que la situation réelle est déplacé d'environ 3 arcminutes de la direction dans laquelle nous l'observons. Ce calcul comprend également une allocation pour la correction en temps la lumière, et est donc analogue à la notion de l'aberration planétaire.

Contexte historique

La découverte de l'aberration de la lumière dans 1725 par James Bradley était l'un des plus important dans l'astronomie. Ce était totalement inattendu, et ce est seulement par la persévérance extraordinaire et clarté que Bradley était en mesure d'expliquer dans 1727. Son origine est basée sur les tentatives faites pour découvrir si les étoiles possédaient appréciable parallaxes. Le copernicienne théorie du système solaire - que la Terre tournait autour du Soleil chaque année - avait reçu la confirmation par les observations de Galileo et Tycho Brahe (qui, cependant, n'a jamais accepté l'héliocentrisme ), et les recherches mathématiques de Kepler et de Newton .

Recherche de parallaxe stellaire

Aussitôt que 1573, Thomas Digges avait suggéré que cette théorie devrait nécessiter un déplacement parallactique des étoiles, et, par conséquent, si ces parallaxes stellaires existaient, alors la théorie copernicienne recevrait une confirmation supplémentaire. De nombreux observateurs ont affirmé avoir établi ces parallaxes, mais Tycho Brahe et Giovanni Battista Riccioli a conclu qu'ils ne existaient que dans l'esprit des observateurs, et étaient dus à des erreurs instrumentales et personnelles. En 1680 Jean Picard, dans son Voyage d ' Uranibourg, a indiqué, en raison de dix Les observations des années, que Polaris, ou Pole Star, présentait des variations dans sa position d'un montant de 40 "par an. Certains astronomes se sont efforcés d'expliquer cette parallaxe, mais ces tentatives étaient vaines, pour le mouvement était en contradiction avec ce qui produirait de parallaxe.

John Flamsteed , des mesures effectuées dans 1689 et suivants ans avec son quadrant murale, de même conclu que la déclinaison de l'étoile polaire était de 40 "moins en Juillet que dans Septembre. Robert Hooke, dans 1674, publié ses observations de γ Draconis, une étoile de magnitude 2 ^m qui passe pratiquement au-dessus à la latitude de Londres , et dont les observations sont donc libres de les corrections complexes en raison de l'astronomie réfraction, et a conclu que cette étoile était de 23 "plus au nord en Juillet que dans Octobre.

Les observations de Bradley

Lorsque James Bradley et Samuel Molyneux entré ce domaine de la recherche astronomique dans 1725, il a prévalu par conséquent beaucoup d'incertitude si parallaxes stellaires avaient été observées ou non; et ce était avec l'intention de répondre définitivement à cette question que ces astronomes ont érigé un grand télescope à la maison de ce dernier à Kew. Ils ont déterminé à réexaminer la motion de γ Draconis; le télescope, construit par George Graham (1675-1751), un luthier célèbre, a été fixé à une cheminée verticale, de manière à permettre une petite oscillation de l'oculaire, dont le montant (ce est à dire l'écart par rapport à la verticale) a été réglementée et mesuré par l'introduction d'une vis et d'un fil à plomb.

L'instrument a été mis en place en Novembre 1725, et des observations sur Draconis γ ont été faites sur la 3e, 5e, 11, et 12th Décembre. Il n'y avait apparemment pas de déplacement de l'étoile, qui a donc été pensé pour être à son point le plus au sud. Sur 17 décembre cependant, Bradley a observé que l'étoile se déplaçait vers le sud, une motion en outre représenté par des observations sur le 20e. Ces résultats étaient inattendus et inexplicable par les théories existantes. Cependant, un examen du télescope a montré que les anomalies observées ne étaient pas dues à des erreurs instrumentales.

Les observations ont été poursuivis, et l'étoile a été observée à poursuivre son cours vers le sud jusqu'à Mars, quand il a pris une position quelque 20 "plus au sud que sa position Décembre. Après Mars il a commencé à passer vers le nord, un mouvement tout à fait évident par le milieu de avril; en Juin il est passé à la même distance de la zénith comme en Décembre; et en Septembre il est passé par sa position plus au nord, la gamme extrême du nord au sud, ce est à dire l'angle entre les positions de mars et de septembre, étant de 40 ".

Aberration vs nutation

Cette motion était évidemment pas due à la parallaxe, pour les raisons indiquées dans la discussion de la figure 2, et ne était pas non dues à des erreurs d'observation. Bradley et Molyneux ont discuté de plusieurs hypothèses dans l'espoir de trouver la solution. L'idée qui se était immédiatement suggéré que la déclinaison de l'étoile varier en raison de changements à court terme dans l'orientation de l'axe de rapport de la Terre à la sphère céleste - un phénomène connu sous le nom nutation. Parce que ce est un changement de cadre de référence de l'observateur (ce est à dire la Terre elle-même), il serait donc affecte toutes les étoiles aussi. Par exemple, un changement dans la déclinaison de γ Draconis se traduira par un changement égale et opposée à la déclinaison d'une étoile 180 degrés opposée en ascension droite.

Observations d'une telle étoile ont été rendues difficiles par le champ de vision limité de Bradley et Molyneux de télescope, et le manque d'étoiles appropriés de luminosité suffisante. Une telle étoile, cependant, avec une ascension droite à peu près égale à celle de γ Draconis, mais dans le sens opposé, a été choisi et maintenu sous observation. Cette étoile a été vue à posséder un mouvement apparent semblable à celle qui serait une conséquence de la nutation de l'axe de la Terre; mais depuis sa déclinaison varie seulement la moitié autant que dans le cas de γ Draconis, il était évident que la nutation n'a pas fourni la solution requise. Si la motion était due à une distribution irrégulière de l' atmosphère de la Terre , entraînant ainsi des variations anormales de l'indice de réfraction, a également été étudiée; ici, encore une fois, ont été obtenus des résultats négatifs.

Sur 19 août 1727, Bradley se lance alors dans une nouvelle série d'observations à l'aide d'un télescope de sa propre érigé au presbytère, Wanstead. Cet instrument avait l'avantage d'un plus grand champ de vision et il a réussi à obtenir un positionnement précis d'un grand nombre d'étoiles qui ont transité à proximité du Zénith au cours d'environ deux ans. Ce établi l'existence du phénomène de l'aberration delà de tout doute, et a également permis Bradley de formuler un ensemble de règles qui permettraient le calcul de l'effet sur ne importe quelle étoile donnée à une date spécifiée. Cependant, il ne était pas près de trouver une explication des raisons pour lesquelles l'aberration produite.

Développement de la théorie de l'aberration

Bradley a finalement développé l'explication de l'aberration dans environ Septembre 1728 et sa théorie a été présenté à la Société royale un an plus tard. Une histoire bien connue (cité dans Berry, p 261), ce est qu'il a vu le changement de direction d'une girouette sur un bateau sur la Tamise , causée non pas par une altération du vent lui-même, mais par un changement de cap de la bateau par rapport à la direction du vent. Cependant, il ne existe aucune trace de cet incident dans son propre compte Bradley de la découverte, et il peut donc être apocryphe .

La découverte et l'élucidation de l'aberration est maintenant considéré comme un cas classique de l'application de méthode scientifique, dans laquelle les observations sont faites pour tester une théorie, mais les résultats sont parfois inattendus obtenus qui à son tour conduire à de nouvelles découvertes. Il est également intéressant de noter qu'une partie de la motivation initiale de la recherche de parallaxe stellaire était de tester la théorie de Copernic que la Terre tourne autour du Soleil, mais bien sûr l'existence d'aberration établit également la vérité de cette théorie.

Dans une torsion finale, Bradley a continué plus tard de découvrir l'existence de la nutation de l'axe de la Terre - l'effet qu'il avait initialement considéré comme la cause de l'aberration.