Corrección del tiempo de luz

La corrección del tiempo de propagación de la luz es un desplazamiento en la posición aparente de un objeto celeste con respecto a su posición verdadera (o posición geométrica) causado por el movimiento del objeto durante el tiempo que tarda su luz en llegar a un observador.

La corrección del tiempo de propagación de la luz se produce, en principio, durante la observación de cualquier objeto en movimiento, dado que la velocidad de la luz es finita. La magnitud y la dirección del desplazamiento en la posición dependen de la distancia del objeto al observador y de su movimiento, y se miden en el instante en que la luz del objeto llega al observador. Es independiente del movimiento del observador. Debe contrastarse con la aberración de la luz , que depende de la velocidad instantánea del observador en el momento de la observación y es independiente del movimiento o la distancia del objeto.

La corrección del tiempo de propagación de la luz se puede aplicar a cualquier objeto cuya distancia y movimiento se conozcan. En particular, suele ser necesario aplicarla al movimiento de un planeta u otro objeto del Sistema Solar . Por esta razón, el desplazamiento combinado de la posición aparente debido a los efectos de la corrección del tiempo de propagación de la luz y la aberración se conoce como aberración planetaria . Por convención, la corrección del tiempo de propagación de la luz no se aplica a las posiciones de las estrellas, ya que su movimiento y distancia pueden no conocerse con precisión.

El cálculo de la corrección del tiempo de la luz generalmente implica un proceso iterativo . Se calcula un tiempo de la luz aproximado dividiendo la distancia geométrica del objeto a la Tierra por la velocidad de la luz. Luego, la velocidad del objeto se multiplica por este tiempo de la luz aproximado para determinar su desplazamiento aproximado en el espacio durante ese tiempo. Su posición anterior se utiliza para calcular un tiempo de la luz más preciso. Este proceso se repite según sea necesario. Para los movimientos planetarios, unas pocas iteraciones (3-5) son suficientes para igualar la precisión de las efemérides subyacentes .

El efecto de la velocidad finita de la luz en las observaciones de objetos celestes fue reconocido por primera vez por Ole Rømer en 1675, durante una serie de observaciones de eclipses de las lunas de Júpiter . Descubrió que el intervalo entre eclipses era menor cuando la Tierra y Júpiter se acercaban y mayor cuando se alejaban. Dedujo correctamente que esta diferencia se debía al considerable tiempo que tardaba la luz en viajar desde Júpiter hasta el observador en la Tierra.

• P. Kenneth Seidelmann (ed.), Suplemento explicativo del Almanaque Astronómico (Mill Valley, California, University Science Books, 1992), 23, 393.
• Arthur Berry, Breve historia de la astronomía (John Murray, 1898 – reeditado por Dover, 1961), 258–265.