Aberráció,
Aberráció, csillagászati (lat.), az álló csillagoknak a földmozgás miatt létrejövő látszólagos helyváltozása. A Földnek pályasebessége a Nap körül (29,60 km) ugyanis a fény terjedési sebességéhez képest (közel 300000 km) nem végtelen kicsiny; ha tehát a mellékelt ábrán a távcső S csillagra van beállítva, akkor nyugvó Föld mellett m-ben fekvő képét várhatjuk. Ha ellenben addig, mig a fénysugár a távcsőben az om utat teszi, a távcsö a földdel együtt mm' hosszusággal tovább mozog, akkor a csillagot a két elmozdulás eredőjében, tehát m'o irányában S'-ben fogjuk keresni. Az mom' = SOS' szög az A.-szöglete, mely könynyen megállapítható. mm' ugyanis a Föld, mo a fény sebességével arányos és ezért tang A. = Földnek Nap körüli sebessége, osztva a fényterjedés sebességével.
Ennek legpontosabb, csillagászati megfigyelésekből Nyrén által levezetett értéke 2,0481 másodperc, mely természetesen a fényterjedési sebesség pontos meghatározása után megfordítva a Földnek Napkörüli sebességének meghatározására és ebből a Nap parallaxisának levezetesére szolgálhat. Az A. durvább érzékítésére vasuti kocsit gondolhatunk, melynek falára merőlegesen ágyucső irányul. Természetes, hogy az ágyugolyó furta lyuk a nyugvó kocsi mindkét falában az ágyu csövével egy egyenesben fekszik. Ha ellenben a kocsi mozgásban volt, akkor a golyó a távolabbi falat hátrább éri és a megfigyelő (ki a kocsi mozgásáról tudomással nem bir) az ágyut most is a két lyuk által meghatározott egyenesben keresi, tehát másutt, mint hol tényleg van. Az A.-t Bradley fedezte fel 1725-ben, ki egy csillagparallaxis meghatározása céljából Kewben egy éven át figyelte γ Draconis zenitális deleléseit. Csakhamar tapasztalta, hogy e csillag egy év lefolyása alatt vagy 20 mp.-nyi fél nagy tengelylyel biró ellipszist ir le közepes helye körül, mely azonban az ellipszisben elfoglalt, a Földéhez viszonyított helyzete miatt nem volt parallaxisnak betudható. Miután továbbá minden állócsillagnál ugyanily méretü nagy tengelyü ellipszist tapasztalt, a tünemény helyes okát is adhatta.
E szerint világos, hogy az ekliptika (földpálya) pólusában álló csillag ellipszist ir le, mely a Föld pályájához teljesen hasonló, hogy alacsonyabb szélességü csillagok aberrációs ellipszisének kis tengelye az ekliptikához való közeledésnél folyton fogy, mig végre az ekliptika síkjában álló csillagok évenkint csak 41 mp.-en belül fekvő egyenesen jobbra és balra térnek ki. Ily módon az A. (éppen úgy, mint azt a keresett parallaxis tette volna) a kopernikusi bolygórendszernek nemcsak első, de döntő bizonyítékát is szolgáltatta. A Földnek nemcsak Nap körüli mozgása, hanem tengelyforgása is hoz létre A.-t, melyet az imént tárgyalt évi A.-val szemben napi A.-nak szokás nevezni; ennek állandója 0,322 cos ϕ (mperc), ha ϕ a megfigyelési hely geográfiai szélességét jelenti. Az A.. az asztronómiában igen nagy szerepet játszik, mivel az állócsillagoknak ugy mint bolygóknak helyeit megváltoztatja, mit úgy csillagkatalógusok összeállításánál, mint pályaszámításoknál tekintetbe kell venni. Bolygómegfigyeléseknél az A.-val rendesen úgy számolunk, hogy a bolygómegfigyelt helyzetét a tényleges megfigyelési idő helyett az A.-val előbbre eső időpontra, azaz arra a pillanatra vonatkoztatjuk, melyben a megfigyeléskor szemünket ért sugarai a bolygóból tényleg kiindultak. A fény 498,65 mp-ig van uton a Naptól a Földig; az utóbb említett A., melyet bolygó-A.-nak is szokás nevezni, tehát 498,65 ρ mp., ha ρ a bolygó távolsága a Földtől, Naptávolokban kifejezve. Az A. az elméleti optikában is bir érdekkel, mert amily könnyü volt magyarázata az emisszió elmélet szempontjából, oly bonyolódottá válik megértese a rezgési elméletnek álláspontjából,
Optikai A. v. gömbi eltérés a gömbfelületek által határolt lencsék v. tükrök az a sajátsága, hogy általában véve tengelyük mentén fekvő pont képét nem pont, hanem (elmosódott) kör alakjában adják. A lencse vagy tükör szélére eső sugarak ugyanis más gyujtótávolsággal birnak, mint a középső részekre eső sugarak, miáltal a keletkezett kép élessége csorbát szenved. A hiba kisebbíthető ha igen kis nyilásu v. gyujtótávolu lencséket vagy tükröket alkalmazunk, mint ezt régente tényleg tették is. A hiba a tükröknél legalább a tükör tengelyében álló tárgyak képei számára teljesen eltüntethető, ha a készen csiszolt gömbi tükör szélét még valamivel laposabbra csiszoljuk, miáltal közelítően parabolás csiszolatot és görbületet nyer. Lencséknél a hiba csak több lencse kombinációja által kerülhető ki. Mivel azonban ezeknél az optikai szerkezeteknél a színi eltérésre (kromatikus A.) is tekintettel kell lennünk, mely ugyancsak lencserendszerek által kisebbíthető, a kombinációt úgy kell megválasztani, hogy mindkét hibát lehetőség szerint csökkentse. Teljes eltüntetése mindkettőnek ez esetben nem lehetséges. Lehető kis gömbi elteréssel bíró lencserendszerek az aplanatikus lencse nevét viselik. Az elmélet kimutatja ugyan, hogy néhány forgási tükröző felület bizonyos helyeken álló fénypontok szigoruan pontalaku képét is adja, de ezek a vizsgálódások a gyakorlat számára nem értékesíthetők.
