Tähtitieteessä valon poikkeama on kohteen näennäisen aseman muutos, joka aiheutuu kohteen ja tarkkailijan suhteellisesta liikkeestä. Valon poikkeama on merkittävää vain hyvin suurissa mittakaavoissa ja vaikuttaa tähtien ja planeettojen havaittuihin sijainteihin maan päällä olevien tarkkailijoiden kannalta. Tähtien näennäinen siirtymä johtuu Maan liikkeestä Auringon ympäri ja sen pyörimisestä.
Valon poikkeama havaittiin 17 -luvulla, kun yritettiin mitata etäisyyksiä Maasta eri tähtiin parallaksilla – käsite, joka kuvaa, kuinka kohteen sijainti näyttää muuttuvan, kun sitä havaitaan eri paikoista. Ajatuksena oli, että tähden näennäisen sijainnin pitäisi muuttua vuoden mittaan, kun maa kiertää aurinkoa. Jos tähden tarkka sijainti taivaalla tarkistettiin tiettynä päivänä, sitten se tarkistettiin uudelleen kuuden kuukauden kuluttua, kun Maa oli vastapäätä sijaintiaan ensimmäisen mittauksen jälkeen, saatiin kaksi mittausta, jotka erotettiin maan kiertoradan halkaisijalta – etäisyys on noin 186,000,000 km (300,000,000 XNUMX XNUMX mailia). Tätä pidettiin riittävänä parallaksiarvon saamiseksi ja tähden etäisyyden laskemiseksi trigonometrian avulla.
Mittauksia tehtiin useita, mutta tulokset olivat hämmentäviä. Suurin havaittu tähtien siirtymä olisi pitänyt havaita havaintojen välillä kuuden kuukauden välein, jolloin havaintojen sijainnit olivat kauimpana toisistaan. Todelliset siirtymät seurasivat kuitenkin täysin erilaista mallia eivätkä selvästikään johtuneet parallaksista. Esimerkiksi Pole -tähti, Polaris, havaittiin noudattavan suunnilleen pyöreää polkua, jonka halkaisija oli noin 40 kaarisekuntia (40 ”), kaaren sekunti oli 1/3,600 XNUMX astetta. Parallax -siirtymää esiintyy, mutta se on hyvin pieni, jopa lähimpien tähtien osalta, eikä sitä olisi voitu mitata tuolloin käytettävissä olevilla välineillä.
Mysteeri ratkaisi James Bradley, brittiläinen tähtitieteilijä Royal, vuonna 1729. Hän huomasi, että havaitut muutokset tähtien asemassa johtuivat maan nopeudesta eivätkä sen asemasta suhteessa tähtiin. Tähden valon saavuttaminen maapallolle vie aikaa, ja koska maapallo liikkuu, tähtivalo näyttää tulevan pisteestä, joka on siirtynyt hieman tähtien todellisesta sijainnista liikkeen suuntaan. Suurimmat siirtymät havaitaan, kun maan liike on kohtisuorassa tähtivalon suuntaan nähden. Sama ilmiö voidaan nähdä pystysuorassa sateessa; liikkuvalle tarkkailijalle – esimerkiksi junassa tai bussissa – sade näyttää laskevan vinosti lähtöpisteestä tarkkailijan edellä liikkeen suuntaan.
Bradleyn laskelma, joka käytti valon nopeutta ja Maan liikkeen nopeutta Auringon ympärillä, osoitti, että suurin siirtymä on noin 20 ”kummallekin puolelle Polarisin todellista sijaintia. Tämä antoi noin 40 tuuman vaihtelun vuoden aikana havaintojen mukaisesti. Valon poikkeaman laskemisessa nykyaikaisten tähtitieteilijöiden on otettava huomioon suhteellisuustehtävät, mutta useimmissa tapauksissa klassinen laskenta on riittävä.
Kausivaihtelut tähtiasemissa tunnetaan vuosittaisena poikkeuksena tai tähtien poikkeamana, ja tähden todellista sijaintia kutsutaan sen geometriseksi sijainniksi. Pienemmät siirtymät johtuvat maan pyörimisestä; tämä tunnetaan vuorokausipoikkeamana. Maallinen poikkeama on termi, jota käytetään kuvaamaan aurinkokunnan liikkeen galaksissa aiheuttamaa tähtitieteellistä poikkeamaa; vaikka se vaikuttaa hyvin kaukana olevien tähtien ja muiden galaksien näennäisiin sijainteihin, se on hyvin pieni eikä sitä yleensä oteta huomioon. Tähtien poikkeamaa laskettaessa on otettava huomioon vain maan liike; kuitenkin planeettojen poikkeama – joka vaikuttaa planeettojen näennäisiin sijainteihin – johtuu sekä maan että planeettojen liikkeestä, joten molemmat on otettava huomioon oikean arvon laskemiseksi.