Ekvatoriaaliset koordinaatitkaan eivät valitettavasti pysy samoina pitkällä aikavälillä. Ohessa on lueteltu erilaisia koordinaatteihin vaikuttavia häiriötekijöitä, jotka tulee ottaa huomioon silloin, kun tarvitaan hyvin tarkkaa paikkatarkkuutta (esim. teleskoopin suuntauksessa).
Koska maapallo on hiukan litistynyt, Aurinko ja Kuu pyrkivät vetovoimallaan kääntämään sen ekvaattoria ekliptikan suuntaiseksi. Maan pyöriminen kuitenkin estää tämän, mutta seurauksena on häiriöistä aiheutuvat pyörimisakselin kiertyminen eli prekessio. Maan akseli tekee yhden täyden prekessiokierroksen 25700 vuoden aikana. Kevättasauspiste siirtyy vuosittain n. 50" ekliptikaa pitkin. Maan akeli osoittaa tällä hetkellä n. asteen päähän Pohjantähdestä, ja lähimmillään Pohjantähteä se tulee olemaan v. 2115. Tämän jälkeen akseli alkaa etääntyä Pohjantähdestä, ja n. 12000 v kuluttua osoittaa jo lähelle Vegaa.
Prekessio vaikuttaa kohteiden ekvatoriaalisiin koordinaatteihin sen verran, että teleskoopin suuntaus ei ole riittävän tarkka, jos koordinaatteja ei lasketa kullekin havaintojaksolle erikseen (tarkkuus luokkaa päiviä-viikkoja, riippuen mm. teleskoopin suuntatarkkuudesta). Ajanhetkeä, jolle koordinaatit lasketaan, kutsutaan epookiksi. Tähtiluettelot yms. on tehty yleensä käyttäen joko epookin B1950.0 (1.1.1950 keskipäivä) tai J2000.0 (1.1.2000 keskipäivä) koordinaatteja, joista ne muunnetaan kullekin havaintoepookille sopiviksi. Koska prekessio vaikuttaa ekliptikaalisiin pituuksiin, se vaikuttaa sekä rektaskensioon että deklinaatioon, mutta suuruus riippuu näistä koordinaateista. Epookkien 1950 ja 2000 välinen ero koordinaateissa on tyypillisesti useita minuutteja, mutta kuitenkin selvästi alle aste. Harrastelijoiden havaintokäyttöön tai esim. sen arvioimiseen, näkyykö joku kohde vai ei, riittävät siis varsin hyvin jotkin yleisepookin (1950 tai 2000) mukaiset koordinaatit. Asiasta kiinnostuneille löytyy mm. Tähtitieteen perusteet-kirjasta prekession vaikutuksen aiheuttaman muutoksen laskemiseen tarvittavat kaavat.
Kuulla on vastaavaa prekessioliikettä kuin Maalla, mutta sen jakso on 18.6 vuotta. Siitä aiheutuu Maan akseliin periodisia lisähäiriöitä, joita kutsutaan nutaatioksi. Muutokset vaikuttavat sekä ekliptikaalisiin pituuksiin (kuten prekession) että ekliptikan kaltevuuteen (ei prekessio!), eli ovat vaikeampia laskea kuin prekession vaikutukset, tosin ne ovat myös selvästi pienempiä.
Kun jotakin kohdetta katsotaan kahdesta eri paikasta, se näkyy hiukan eri suunnissa. Tätä ilmiötä kutsutaan parallaksiksi. Parallaksia on käytetty hyödyksi tähtien etäisyysmittauksissa, sillä Maapallon radan eri ääripisteistä katsottuna (ns. vuotuinen parallaksi) tähti näyttää sijaitsevan hiukan eri suunnassa, ja sen etäisyys voidaan (melko läheisille kohteille) laskea tämän avulla. Vuorokautinen parallaksi tarkoittaa kohteen suunnan muuttumista Maan pyörimisen johdosta.
Valon äärellisestä nopeudesta aiheutuu ilmiö, jossa kohteen paikka näyttää liikkuvan havaitsijan liikkeen suuntaan. Aberraation suuruus on a=v/c*sinQ, missä Q on havaitsijan liikeen ja kohteen todellisen suunnan välinen kulma. Maapallon rataliikkeestä aiheutuva suurin muutos eli aberraatiovakio on noin 21", ja pyörimisliikkeestä aiheutuvan vuorokautisen aberraation aberraatiovakio on n. 0.3".
Ilmakehän taitekerroin vaihtelee ilmakerroksen paksuuden, paineen,
lämpötilan ym. mukaisesti. Tätä vaikutusta kutsutaan refraktioksi.
Refraktio lisää kohteen näennäistä korkeutta, ja horisontissa muutos on
n. 35'. Tämä tarkoittaa sitä, että hetkellä, jolla Auringon alareuna
näyttää koskettavan horisonttia, se on todellisuudessa jo laskenut.
Päivitetty viimeksi: 2006-09-19 / mtt.
Takaisin luentosivulle.
Takaisin kurssin pääsivulle.