korekta Light-time - Light-time correction

Korekcja światła w czasie jest przemieszczenie w położenie pozorne z niebieskiej obiektu z jego rzeczywistego położenia (lub położenie geometryczne ) spowodowane przez ruch obiektu w czasie, gdy następuje jego światła do obserwatora.

Korekta lekkiego czas pojawia się w zasadzie podczas obserwacji ruchomych obiektów, ponieważ prędkość światła jest skończona. Wielkość i kierunek przemieszczenia w pozycji zależy od odległości przedmiotu od obserwatora i ruchu przedmiotu i jest mierzone w momencie, w którym światło obiektu dociera do obserwatora. Jest to niezależne od ruchu obserwatora. Powinien on być skontrastowane z aberracja światła , który zależy od chwilowej prędkości obserwatora w czasie obserwacji, i jest niezależny od ruchu i odległości od obiektu.

Korekta lekkiego czas można stosować do dowolnego obiektu, którego odległość i ruch są znane. W szczególności, jest to zwykle konieczne, aby zastosować go do ruchu na planety lub innego układu słonecznego obiektu. Z tego powodu, w połączeniu przesunięcie pozornej pozycji ze względu na działanie światła w czasie korekcji aberracji i jest znany jako aberracja planetarnej . Umownie, korekcja światła czas nie stosuje się do pozycji gwiazdy, ponieważ ich ruch , a odległość nie może być znana dokładnie.

Obliczenie

Obliczenie korekcji światła w czasie zazwyczaj wiąże się iteracyjny proces. Przybliżoną światła w czasie oblicza się przez podzielenie geometrycznej odległości obiektu z ziemi przez prędkość światła. Następnie prędkość obiektu jest mnożona przez ten przybliżeniu światła w czasie w celu określenia jego przemieszczanie się w przestrzeni w przybliżeniu w tym czasie. Jego poprzednia pozycja jest używana do obliczania bardziej precyzyjne światło wymiarze godzin. Proces ten powtarza się w razie potrzeby. Do ruchów planetarnych kilka (3-5) iteracje są wystarczające, aby dopasować dokładność bazowych efemerydach .

Odkrycie

Wpływ skończonej prędkości światła na obserwacji ciał niebieskich raz pierwszy rozpoznany przez Ole Rømer w 1675, w serii obserwacji zakrycia tych księżyca z Jupiter . Stwierdził on, że przerwa między zaćmień była mniejsza, gdy Ziemia i Jowisz zbliżają się do siebie, a kiedy odchodzą od siebie. On poprawnie wywnioskować, że różnica ta była spowodowana przez czas znacznego zajęło światła do podróżowania z Jowiszem do obserwatora na Ziemi.

Referencje

• P. Kenneth Seidelmann (red.), Suplement do wyjaśniająca Almanachu Astronomicznego (Mill Valley w Kalifornii., Science University Books, 1992), 23, 393.
• Arthur Berry, A Short History of Astronomy (John Murray, 1898 - publikowane przez Dover, 1961), 258-265.