correção em tempo Light - Light-time correction

Correcção de tempo de luz é um deslocamento na posição aparente de um objecto celeste a partir da sua posição verdadeira (ou posição geométrica ) causada pelo movimento do objecto durante o tempo que leva a sua luz para chegar a um observador.

Correção em tempo luz ocorre, em princípio, durante a observação de qualquer objeto em movimento, porque a velocidade da luz é finita. A magnitude e a direcção do deslocamento na posição depende da distância do objecto a partir do observador e o movimento do objecto, e é medida no instante em que a luz do objecto atinge o observador. É independente do movimento do observador. Ele deve ser contrastado com a aberração da luz , o que depende do instantâneo da velocidade do observador no momento da observação, e é independente do movimento ou a distância do objecto.

Correção em tempo de luz pode ser aplicado a qualquer objeto cuja distância e movimento são conhecidos. Em particular, é geralmente necessário aplicá-lo para o movimento de um planeta ou outro sistema solar objeto. Por esse motivo, o deslocamento combinado da posição aparente devido aos efeitos de correcção do tempo a luz e aberração é conhecido como aberração planetária . Por convenção, a correção em tempo luz não é aplicado às posições das estrelas, porque o seu movimento ea distância não pode ser conhecido com precisão.

Cálculo

Um cálculo de correção em tempo luz geralmente envolve um iterativo processo. Um tempo de luz aproximado é calculado dividindo distância geométrica do objeto a partir da Terra com a velocidade da luz. Em seguida, a velocidade do objecto é multiplicado por este tempo aproximado luz para determinar o seu deslocamento aproximado através do espaço durante esse tempo. Sua posição anterior é usado para calcular um tempo de luz mais precisa. Este processo é repetido conforme necessário. Para movimentos planetários, alguns (3-5) iterações são suficientes para corresponder a precisão dos subjacentes efemérides .

Descoberta

O efeito da velocidade da luz finita na observação de corpos celestes foi reconhecido pela primeira vez por Ole Rømer em 1675, durante uma série de observações do eclipse das luas de Júpiter . Ele descobriu que o intervalo entre eclipses foi menor quando a Terra e Júpiter estão se aproximando uns dos outros, e mais quando eles estão se afastando umas das outras. Ele deduziu corretamente que esta diferença foi causada pelo tempo apreciável levou para a luz viajar de Júpiter para o observador na Terra.

Referências

• P. Kenneth Seidelmann (ed.), Suplemento de motivos da Astronomical Almanac (Mill Valley, Califórnia., University Science Books, 1992), 23, 393.
• Arthur Berry, Uma Breve História da Astronomia (John Murray, 1898 - republicado pelo Dover, 1961), 258-265.