Коррекция светового времени

Коррекция светового времени — это смещение видимого положения от небесного объекта его истинного объекта положения (или геометрического положения), вызванное движением в течение времени, в течение которого его свет достигает наблюдателя.

Коррекция светового времени происходит в принципе при наблюдении любого движущегося объекта, поскольку скорость света конечна. Величина и направление смещения положения зависят от расстояния объекта от наблюдателя и движения объекта и измеряются в тот момент, когда свет объекта достигает наблюдателя. Оно не зависит от движения наблюдателя. Ее следует противопоставить аберрации света , которая зависит от мгновенной скорости наблюдателя в момент наблюдения и не зависит от движения или расстояния объекта.

Коррекция светового времени может быть применена к любому объекту, расстояние и движение которого известны. В частности, его обычно приходится применять к движению планеты или другого объекта Солнечной системы . По этой причине совокупное смещение видимого положения из-за эффектов световой коррекции и аберрации известно как планетарная аберрация . По соглашению, поправка на световое время не применяется к положениям звезд, поскольку их движение и расстояние могут быть неизвестны точно.

Расчет

Расчет поправки на световое время обычно включает в себя итерационный процесс. Приблизительное световое время рассчитывается путем деления геометрического расстояния объекта от Земли на скорость света. Затем скорость объекта умножается на это приблизительное световое время, чтобы определить его приблизительное перемещение в пространстве за это время. Его предыдущее положение используется для более точного расчета времени освещения. Этот процесс повторяется по мере необходимости. Для движения планет достаточно нескольких (3–5) итераций, чтобы соответствовать точности основных эфемерид .

Открытие

Влияние конечной скорости света на наблюдения небесных объектов впервые заметил Оле Рёмер в 1675 году во время серии наблюдений затмений спутников Юпитера . Он обнаружил, что интервал между затмениями был меньше, когда Земля и Юпитер приближались друг к другу, и больше, когда они удалялись друг от друга. Он правильно пришел к выводу, что эта разница была вызвана значительным временем, которое потребовалось свету, чтобы пройти путь от Юпитера до наблюдателя на Земле.

Ссылки

• П. Кеннет Зайдельманн (редактор), Пояснительное приложение к астрономическому альманаху (Милл-Вэлли, Калифорния, University Science Books, 1992), 23, 393.
• Артур Берри, Краткая история астрономии (Джон Мюррей, 1898 г. - переиздано Дувром, 1961 г.), 258–265.