光行差

光行差 （ 或稱爲天文光行差 、 恆星光行差 ） 是指運動的觀測者觀察到光的方向與同一時間同一地點靜止的觀測者觀察到的方向有偏差的現象 。 光行差現象在天文觀測上表現得尤爲明顯 。 由於地球公轉 、 自轉等原因 ， 地球上觀察天體的位置時總是存在光行差 ， 其大小與觀測者的速度和天體方向與觀測者運動方向之間的夾角有關 ， 並且在不斷變化 。 光行差本質是由於光速有限以及光源與觀察者存在相對運動造成的 ， 類似於運動中的雨滴 ： 下雨的時候 ， 站在原地不動的人感覺到雨滴是從正上方落下的 ， 而向前走的人感覺雨滴是從前方傾斜落下的 ， 因此需要把傘微微向前傾斜 。 走得越快 ， 需要傾斜得越厲害 。 光行差的成因與此相似 ， 只不過不符合經典的速度疊加法則 ， 而是需要考慮相對論效應帶來的修正 。 地球上的觀測者與天體之間的相對運動可以分解爲各種成分 ， 分別對應下面幾種相應的光行差 ： 週年光行差 — — 地球繞太陽公轉造成的光行差 ， 最大可以達到 20.5 角秒 。 天文學中定義週年光行差常數 （ 簡稱光行差常數 ） 爲κ = v / c ， 其中c是光速 ， v是地球繞太陽公轉的平均速度 ； 週日光行差 — — 地球自轉造成的光行差 ， 比周年光行差小兩個數量級 ， 約爲零點幾角秒 ； 長期光行差 — — 太陽系在宇宙空間中的運動造成的光行差 ， 包括 ： 太陽自行造成的光行差 ， 約爲13角秒 ， 但方向不變 ； 太陽系繞銀河系自轉造成的光行差 ， 約爲100多角秒 ， 但週期很長 。 在一般問題中 ， 長期光行差可以不必考慮 。 地球的公轉速度約爲30公里 ／ 秒 ， 光速爲30萬公里 ／ 秒 ， 由此可以估算出光行差帶來的角度變化約爲 20.49551 角秒 。 這個角度對於小型的天文望遠鏡來說非常微小 ， 因此儘管歷史上很早就有人認爲存在光行差 ， 但直到1725年才由英國天文學家詹姆斯 · 布拉德雷在觀測恆星視差時意外發現 。