प्रकाशिक-समय संशोधन

प्रकाशिक-समय संशोधन प्रत्यक्ष आभासी दृष्टिकोण में एक विस्थापन है। किसी खगोलीय वस्तु की वास्तविक अवस्थिति (या ज्यामितीय अवस्थिति) से उसकी 'प्रत्यक्ष आभासी' अवस्थिति वस्तु की गति के कारण उस समय के दौरान अनुकूल होती है, जो कि वह अपने प्रकाशिक को एक बिंदु तक पहुँचने में लेती है।

किसी गतिशील वस्तु के अवलोकन के दौरान सैद्धांतिक रूप से प्रकाशिक-समय संशोधन होता है, क्योंकि प्रकाश की गति परिमित होती है। अवस्थिति में विस्थापन की परिमाण और दिशा पर्यवेक्षक से वस्तु की दूरी और वस्तु की गति पर निर्भर करती है, इसके माध्यम से उस क्षण को मापा जाता है जिस पर वस्तु का प्रकाशिक पर्यवेक्षक तक पहुंचता है। यह प्रेक्षक की गति से 'स्वतंत्र' है। इसकी तुलना प्रकाश के विपथन पथ से की जानी चाहिए, जो अवलोकन के समय प्रेक्षक के तात्कालिक वेग पर निर्भर करता है, और वस्तु की गति या दूरी से स्वतंत्र होता है।

प्रकाशिक-समय संशोधन किसी भी वस्तु पर लागू किया जा सकता है जिसकी दूरी और गति ज्ञात हो। विशेष रूप से, इसे सामान्यतः किसी ग्रह या अन्य सौर मंडल वस्तु की गति पर लागू करना आवश्यक होता है। इस कारण से, प्रकाशिक-समय संशोधन और विपथन के प्रभावों के कारण प्रत्यक्ष आभासी अवस्थिति के संयुक्त विस्थापन को 'ग्रह विपथन' के रूप में जाना जाता है। प्रकाशिक गति के अनुसार, तारों की अवस्थिति पर प्रकाशिक-समय संशोधन लागू नहीं किया जाता है, क्योंकि उनकी उचित गति और दूरी को यथार्थ रूप से नहीं जाना जा सकता है।

गणना
प्रकाशिक-समय संशोधन की गणना में सामान्यतः पुनरावृत्ति प्रक्रिया सम्मिलित होती है। प्रकाश की गति से वस्तु की ज्यामितीय दूरी को पृथ्वी से विभाजित करके एक अनुमानित प्रकाशिक-समय की गणना की जाती है। फिर उस समय के दौरान समतल स्थल के माध्यम से इसके अनुमानित विस्थापन को निर्धारित करने के लिए वस्तु के वेग को इस अनुमानित प्रकाशिक-समय से गुणा किया जाता है। इसकी पूर्व अवस्थिति का उपयोग अधिक यथार्थ प्रकाशिक-समय की गणना के लिए किया जाता है। यह प्रक्रिया आवश्यकतानुसार दोहराई जाती है जबकि ग्रहों की गतियों के लिए, कुछ (3-5) पुनरावृत्तियाँ अंतर्निहित पंचांग की यथार्थता से समानता रखने के लिए पर्याप्त हैं।

अन्वेषण
आकाशीय पिंडों के प्रेक्षण पर प्रकाश की परिमित गति के प्रभाव को सबसे पहले ओले रोमर ने 1675 में, बृहस्पति के चंद्रमाओं के ग्रहण अवलोकनों की एक श्रृंखला के दौरान पहचाना था। उन्होंने पाया कि जब पृथ्वी और बृहस्पति एक-दूसरे के करीब आ रहे थे तब उस समय ग्रहणों के बीच का समय अंतराल कम था, और जब वे एक-दूसरे से दूर जा रहे थे तब उस समय ग्रहणों के बीच का समय अंतराल अधिक था। उन्होंने यथार्थ रूप से यह निष्कर्ष निकाला कि यह अंतर प्रकाश को बृहस्पति से पृथ्वी पर प्रेक्षक तक यात्रा करने में लगने वाले उल्लेखनीय समय के कारण हुआ था।

संदर्भ

 * पी. केनेथ सेडेलमैन (एड.), एस्ट्रोनॉमिकल पंचांग का व्याख्यात्मक पूरक (मिल वैली, कैलीफ़., यूनिवर्सिटी साइंस बुक्स, 1992), 23, 393।
 * आर्थर बेरी, ए शॉर्ट हिस्ट्री ऑफ एस्ट्रोनॉमी (जॉन मुरे, 1898 - डोवर द्वारा पुनर्प्रकाशित, 1961), 258-265।