Astronomide yıldızlardan gelen ışığın Dünya’nın Güneş çevresindeki hareketi sebebiyle sapmasına verilen isimdir. Işık kırılması konusuyla karıştırılmamalıdır.

Tarihi
------

1996'da yıldız uzaklığı ölçümü için en güvenilir yöntem paralaks (ıraklık açısı) yöntemiydi. Bu yöntemde yıldızın açısal konumu yani gerideki fona göre açısı altı ay ara ile kaydedilir ve açı farkından hareketle trigonometrik yöntemlerle yıldız uzaklığı hesaplanır. Nitekim 19. yüzyılın ilk yarısında Alpha Centauri ve 61 Cygni gibi yıldızların uzaklığı bu yöntemle ölçülmüştür.

Yöntem, basit bir yöntem olduğu için daha 18. yüzyılda bile bu yöntemle uzaklık hesaplamak isteyenler vardı. Fakat o zamanki teleskopların çözünürlüğü yetersizdi. Ne var ki İngiliz astronom James Bradley (1693-1762), bu amaçla Gamma Draconis yıldızını gözlemlerken yıldız açısal konumunun yıl boyunca sürekli olarak değiştiğini buldu. Ancak bunun paralaks yöntemi ile ilgisi olmadığı ortadaydı. Çünkü belli bir yönde olan bütün yıldızların konumları hep aynı ölçüde değişiyordu. Bradley, bu değişikliğin çok farklı bir sebebi olduğunu buldu ve bulgularını 1725 yılında yayınladı. Bradley’ın ortaya çıkardığı bu olguya sapma veya sapınç (*abberation*) denilir.

Sapmanın sebebi
---------------

Dünya, Güneş çevresinde yaklaşık olarak **30 km/s** süratle döner. Bu sebepten yıldız gözlemi yapılırken gözlemci, gözlediği yıldıza göre hareket hâlindedir. Dünya’dan bakılınca yıldızdan Dünya’ya ulaşan ışık da Dünya’nın hareket ettiği yönden geliyormuş gibi sapar.
Bu olgu, genellikle yağmur anolojisiyle açıklanır. Dik yağan yağmur altında ayakta duran bir kişi, şemsiyesini dik olarak başının üstünde tutar. Oysa aynı kişi yürüdüğü zaman ıslanmamak için şemsiyesini gidiş yönüne doğru hafifçe eğmek zorundadır. Dünya’daki gözlem aracı yürüyen kişiye, yıldızdan Dünya’ya ulaşan ışık da yağmura benzetilebilir. Nasıl yağmur altında yürüyen kişi şemsiyesini gidiş yönüne eğmek zorundaysa, yıldız gözleyen astronom da teleskopunu Dünya’nın gidiş yönüne doğru eğmek zorundadır.

Sapma hesabı
------------

Çok duyarlı hesaplar için yüksek süratlerde relativistik etkiler hesaba katılmalıdır. Ancak Dünya’nın Güneş çevresindeki sürati ışık hızının sadece 10.000'de biri olduğu için buna gerek yoktur. Şayet **c** ışık hızı, **v** Dünya’nın Güneş çevresindeki hızı, {\displaystyle \phi } yıldızın gerçek açısal konumu ve {\displaystyle \theta }
yıldızın gözlenen açısal konumu ise

{\displaystyle \tan(\theta /2)=\tan(\phi /2)\cdot ({\sqrt {\frac {c-v}{c+v}}})}
Karekök işareti altındaki değer bire yakın olduğundan belli bir hata toleransı göze alınarak, seri açılım ile

{\displaystyle \tan(\theta /2)\approx \tan(\phi /2)\cdot (1-{\frac {v}{c}})}

Örnek
-----

Işığı Dünya hareket yönüne göre 90º ile gelen bir yıldızın gerçek konumu hesaplanırsa,

{\displaystyle \tan(90/2)\approx \tan(\phi /2)\cdot (1-{\frac {1}{10000}})}
{\displaystyle \mathbf {\phi } \approx 90,0057}
0,0057 derecelik bir sapma 20,5 açı saniyesine denktir. Altı ay ara ile yapılan iki ölçüm arasında bu yıldızın konumu 41 açı saniyesi kadar sapmıştır. (41 saniyelik fark Dünya için maksimum sapmadır.)

|  |  |
| --- | --- |
| Otorite kontrolü Bunu Vikiveri'de düzenleyin | 
* BNE: XX5241153
* BNF: cb122694338 (data)
* LCCN: sh85000138
* NLI: 987007292972105171
* SUDOC: 031488862

 |